capitulo 2 características empíricas de las galaxias

CAPITULO 2
CARACTERÍSTICAS EMPÍRICAS DE LAS
GALAXIAS
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Características empíricas de las galaxias
Clasificación morfológica. Diferentes esquemas
La secuencia de Hubble
Los primeros pasos en el estudio de la estructura de las galaxias fue el desarrollo de unos esquemas de
clasificación que pudieran estar relacionados con las propiedades físicas de las galaxias, tales como el
momento angular, el contenido en gas, masa y edad. Edwin Hubble hizo una gran contribución a la
astronomía extragaláctica desarrollando el primer esquema de clasificación, basado en la apariencia visual
(en el azul) de las galaxias. Este esquema, llamado la secuencia de Hubble, ha sido modificado y
expandido por otros astrónomos, como Allan Sandage, Gerard de Vaucouleurs y Sidney van den Bergh.
La secuencia de Hubble distingue varios tipos morfológicos de galaxias, que son las elípticas, dos familias
de espirales y, por último, las irregulares (Figura 8). Las galaxias elípticas tienen una apariencia pareja y
regular. No contienen ni polvo (o contienen muy poco) ni estrellas jóvenes. Se subdividen por su grado de
elipticidad e, que es una medida de su achatamiento. Esta elipticidad se viene dada por e=10(a-b)/a, en
donde a y b son los ejes mayor y menor de la elipse, respectivamente. Una galaxia con aspecto circular
(e=0) se clasifica como E0, y así sucesivamente, hasta las que tienen un aspecto más elíptico (e=7), que
son las E7. Las galaxias espirales, tanto las normales (S) como las barradas (SB), van desde tipos
tempranos (Sa, SBa) hasta tipos tardíos o evolucionados (Sc, SBc). La clasificación de las espirales se
basa en tres criterios: la razón entre las luminosidades del bulbo central y el disco, el aspecto de sus
brazos espirales, y el contraste o grado de resolución de los brazos en estrellas y regiones H II. Los tipos
tempranos tienen brazos muy cerrados y con poco contraste, mientras que el bulbo es grande. Hay unas
galaxias de transición entre las elípticas y las espirales que
se denominan galaxias lenticulares, y que se clasifican
como S0 o SB0. Al principio, se creyó erróneamente que
las galaxias espirales se convertían en lenticulares y
posteriormente en elípticas a medida que se agotaba el gas
en la formación de estrellas y que los brazos espirales se
cerraban.
Las galaxias irregulares se dividen en dos tipos. Las de
Figura 1. Clasificación de Hubble.
tipo I (p.e., las Nubes de Magallanes) carecen de simetría
y de núcleo, y pueden resolverse en estrellas y regiones
H II. Las de tipo II son galaxias difíciles de clasificar, como las resultantes de interacciones, las que
poseen fenómenos violentos de formación estelar o, por ejemplo, galaxias elípticas que tienen una banda
de fuerte absorción por polvo.
Sandage y de Vaucouleurs añadieron algunas modificaciones a este esquema. Introdujeron tipos tardíos
de espirales, Sd y Sm, entre las Sc y las Irr I, subdividieron las espirales en tipos intermedios, como por
ejemplo S0/a, Sap y Scd, e incluyeron información sobre la estructura interna y externa del anillo en las
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espirales. Las galaxias S0 también se han separado en distintas clases en función de la absorción por
polvo en sus discos o, en el caso de las SB0, por la importancia de su barra.
Van den Bergh descubrió que el brillo y apertura de los brazos espirales estaban relacionados con la
luminosidad de la galaxia. Las espirales e irregulares se pueden subdividir en 9 clases distintas en función
de su luminosidad (I, I-II, II,... V), pero hay una elevada dispersión (≈1 mag) y por tanto un considerable
solapamiento en las luminosidades asociadas a cada clase. En su Second Refernce Catalog of Bright
Galaxies, de Vaucouleurs también propuso una clasificación numérica para los tipos morfológicos (tipo
T, Tabla 1)
Otra modificación ha sido la de
Tabla 1. Clasificación T de de Vaucouleurs.
Tipo T
-6
-5
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
Descripción
Elíptica compacta
Elíptica, elíptica enana E, dE
Elíptica E
Lenticular L-, S0Lenticular L, S0
Lenticular L+, S0+
S0/a, S0-a
Sa
Sab
Sb
Sbc
Sc
Scd
Sd
Sdm
Sm, Espiral de Magallanes
Im, Irr I, Irregular de Magallanes, Irregular Enana
Irregular Compacta, Regiones H II Extragalácticas
van den Bergh, al incluir una
secuencia adicional entre las
galaxias lenticulares y las
espirales normales. Esta
secuencia de espirales,
denominada Anémica, se designa
como Aa, Aba, Ab, etc. Se
caracterizan por tener una
estructura espiral difusa,
generalmente bajo brillo
superficial y déficit de gas en
relación con las espirales
normales de morfología
semejante.
Estructura galáctica
Para explicar cuantitativamente la estructura galáctica disponemos de dos características observables: la
distribución de brillo superficial y el campo radial de velocidades. El brillo superficial en un punto
cualquiera de una galaxia es la integral a lo largo de la línea de visión de la luz producida por las estrellas
y el gas caliente. Las medidas del campo radial de velocidades se llevan a cabo por métodos
espectroscópicos (en el óptico o en la línea de hidrógeno neutro a 21 cm en radio), y es la integral a lo
largo de la línea de visión de las velocidades de objetos individuales. El polvo de la galaxia oscurece la
luz de los objetos situados detrás de él. La extinción por polvo es un proceso de dispersión (scattering) y
por tanto está en función de la longitud de onda de la luz observada. Todas las galaxias son ópticamente
delgadas en longitudes de radio, y las elípticas se consideran ópticamente delgadas en todas las
longitudes de onda.
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Galaxias elípticas
La mayor parte de las galaxias pueden descomponerse en dos componentes principales, el disco y el
bulbo. Las galaxias elípticas constan solamente del bulbo. Se dispone de tres leyes para parametrizar el
brillo superficial de estas galaxias. La primera y también la más sencilla es la de Hubble (Figura 9):
µ(r) = µ0 (1 + r/r0)-2
en donde µ es el brillo superficial a una distancia r, µ0 es el brillo superficial en el centro y r0 el radio de
escala (distancia desde el centro a la que el brillo cae a la mitad del valor en el centro). Para r grandes, el
brillo disminuye como 1/r2. A radios menores que el de escala, el brillo se aplana hasta µ0. Para las
elípticas gigantes, los valores típicos de µo son de 16 mag/as2.
La ley empírica propuesta por de Vaucouleurs, llamada también ley r1/4, describe mejor el brillo
superficial:
µ(r) = µe exp{-7.67 [(r/re)1/4 –1]}
en donde re es el radio efectivo, que encierra la mitad de la luminosidad integrada de la galaxia, y µe es el
brillo superficial a ese radio, aproximadamente 1/2000 del brillo superficial central.
Una tercera ley semiempírica, propuesta por King a partir de modelos dinámicos para ajustar los perfiles
de brillo en cúmulos globulares, tiene la forma:
µ(r) = µk [(1 + r2/rc2)-1/2 – (1 + rt2/rc2)-1/2]2
en donde rc es el radio efectivo
(aproximadamente r0 en la
formulación de Hubble), rt es el
radio truncamiento o de marea a
partir del cual el brillo decae
rápidamente, y µk es
aproximadamente el brillo
superficial central. Las galaxias
elípticas aisladas se ajustan
mejor con modelos en los que
rt/rc es del orden de 100 ó 200.
Las galaxias elípticas pequeñas
que se encuentran en el potencial
Figura 2. Las tres leyes para el brillo superficial en galaxias elípticas.
También se emplean para la componente de bulbo de las galaxias espirales.
La ley de Hubble (trazo continuo) con un radio de escala r0=1 (unidades
arbitrarias), la ley de de Vaucouleurs (trazo de raya y punto) con un radio
efectivo re=5 y el modelo de King con un radio de escala rc=1 y un radio de
marea rt=80. Los tres ajustes han sido escalados verticalmente para
coincidir aproximadamente en r=5 (log r = 0.7).
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gravitatorio de galaxias más
masivas (como las elípticas
enanas vecinas a la Vía Láctea)
están deformadas por fuerzas de
marea de estas galaxias y rt/rc es
aproximadamente 10.
Las galaxias elípticas enanas (dE) tienen luminosidades superficiales bajas. Debido a ello, son difíciles de
identificar sobre el fondo del cielo. Las más cercanas (Ursa Minor, Draco, Scuptor y Fornax), son
satélites de la Vía Láctea y pueden resolverse en estrellas. Aunque su contribución a la luminosidad total
del Grupo Local es mínima, son las más numerosas (una veintena). Como ya se mencionó, estas galaxias
se encuentran deformadas por la acción de fuerzas de marea de sus compañeras más masivas. Si M es la
masa de la galaxia con mayor masa, m la masa de la enana y R la distancia que las separa, el radio de
marea rt viene dado por:
rt = R (m/3M)1/3
En los cúmulos galácticos es frecuente encontrar que la galaxia central más brillante tiene un halo que se
extiende a un radio mayor. Estos objetos fueron clasificados por W. W. Morgan como galaxias cD. Al
contrario que las galaxias elípticas E, cuyos perfiles de brillo muestran el truncamiento característico
descrito por las leyes de de Vaucouleurs y de King a distancias entre 50 y 100 kpc, las galaxias cD tienen
perfiles que decaen a un ritmo r-2 o incluso menor a radios mucho mayores que 100 kpc. Las galaxias D
son un poco menos luminosas y tienen halos menores. Estas galaxias están en el máximo de la
distribución de densidades de galaxias. Sus halos extendidos pueden deberse a procesos dinámicos que
tienen lugar bien sea en la formación o en la evolución posterior de las galaxias en regiones con alta
densidad.
La dinámica interna de los sistemas esferoidales (galaxias E y el bulbo de las espirales) se explica en
términos de un gas de estrellas autogravitante. Estos sistemas están en relajamiento dinámico, esto es, en
equilibrio térmico, con una distribución de Maxwell para las velocidades de las estrellas. Faber y Jackson
(1976) encontraron que la luminosidad L de las galaxias E y la dispersión de velocidades σ de sus
estrellas en la línea de visión estaban relacionadas por:
L ~ σ4
El tiempo de relajación colisional tr para las estrellas es aproximadamente:
tr ~ 2 × 108 (V3/M2ρ) años
donde V es la velocidad media en km s-1, ρ la densidad de estrellas por pársec cúbico y M la masa media
de las estrellas en unidades M~. El tiempo de relajación en las galaxias resulta pues del orden de 1014 a
1018 años, mucho mayor que la edad del Universo (~ 1010 años). Por consiguiente, el tiempo de relajación
no es importante en la evolución dinámica de las galaxias actuales (pero sí lo es en los cúmulos
globulares).
Puesto que la relajación normal no puede haber dado origen al aspecto de las galaxias esferoidales, se ha
propuesto un proceso llamado de relajación violenta. Este proceso fue descrito por Lynden-Bell, para
quien las estrellas sienten al principio el potencial gravitatorio del sistema. Si el potencial fluctúa
rápidamente, como probablemente ocurrió durante el colapso inicial que originó la galaxia, la energía de
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las estrellas individuales no se conserva (sí la del sistema, por supuesto). Los experimentos numéricos
realizados dan como resultado sistemas esferoidales.
Entre 1970 y 1986, la determinación y modelado de la forma de las galaxias elípticas constituyó un serio
problema. La mayoría muestran algún grado de achatamiento. Las primeras investigaciones se basaban en
que este achatamiento era debido a la rotación, como en las galaxias de disco. Sin embargo, Bertola y
otros observadores encontraron que las velocidades de rotación de las galaxias E son demasiado pequeñas
para dar origen a la forma achatada que se observa. Binney, Schwarzchild y otros sugirieron entonces que
las galaxias E podrían tener en realidad una forma de cigarro, incluso de esferoides triaxiales. Los
trabajos más recientes apoyan este modelo triaxial y una distribución de velocidades de las estrellas
anisotrópica, en las que una fracción de las estrellas giran lo suficientemente rápido como para mantener
la forma de la galaxia.
Galaxias S0
Por su distribución de brillo superficial, las galaxias lenticulares (S0), al igual que las espirales, pueden
descomponerse en dos componentes, el bulbo y el disco. Los bulbos se han descrito anteriormente. En el
caso de las galaxias S0 y espirales, sin embargo, los bulbos sí muestran rotación, presentando un aspecto
de esferoides oblatos aplastados.
Para la componente de disco, los perfiles de brillo disminuyen de manera exponencial:
µ(r) = µ0 exp(-r/rs)
Los discos son sistemas rotatorios, y se considera que su velocidad a un radio dado es debida al equilibrio
con la fuerza de atracción gravitatoria del material que se encuentra a distancias menores del centro que
ese radio. La Figura 10 muestra una curva de rotación típica en función del radio.
Los discos, aunque son delgados, tienen cierto
espesor. El espesor del disco depende del equilibrio
entre la densidad de masa superficial en el disco
(potencial gravitatorio) y la energía cinética asociada a
la componente vertical de la velocidad del material.
Esta energía, por otro lado, se debe a las condiciones
iniciales de formación del sistema y a las interacciones
posteriores con otras galaxias. Estas interacciones
transfieren energía al material, hinchando el disco. Los
discos de las galaxias S0 están formados por estrellas
Figura 3. Curva de rotación típica de una
galaxia espiral. Como referencia, se ha marcado
como la velocidad de nuestra galaxia (220 km
s-1) a la distancia radial del Sol
~
viejas, y no exhiben rastros de formación estelar
reciente ni de las regiones de gas o polvo asociadas a
estrellas recién formadas.
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Galaxias espirales
El disco de las galaxias espirales, al igual que en las S0, tiene rotación diferencial (Figura 10). Sin
embargo, al contrario de lo que ocurre en las galaxias S0, las espirales muestran grandes cantidades de
gas y polvo en los brazos espirales, en donde también se observan rastros de regiones de reciente
formación de estrellas. Las regiones de formación estelar reciente se distinguen por alto brillo superficial,
en contraste con el brillo del propio disco. Aunque los brazos espirales aparecen como resultado de la
rotación del disco, las espirales mismas no giran necesariamente con la misma velocidad que el material.
Para describir la rotación de las galaxias espirales se utilizan las curvas de velocidades de rotación, v(r), o
el ritmo angular de rotación, Ω(r), donde v = r Ω. Oort (1927) fue el primero en conseguir determinar la
velocidad diferencial de rotación local en nuestra galaxia, estudiando para ello el movimiento propio de
estrellas cercanas. Describió la rotación en términos de dos constantes, constantes de Oort, que dan
cuenta del efecto de cizalla local (A) y de la vorticidad (B):
A=−
r dΩ
,
2 dr
B=−
(
1 d r2 Ω
2r dr
)
Los valores de estas constantes son, aproximadamente, A = 15 km s-1 kpc-1 y B = -10 km s-1 kpc-1,
mientras que la distancia del sol al centro de la galaxia es r0 = 10 kpc, y la velocidad de rotación del Sol
es V~ = 250 km s-1. Otras estimaciones más recientes implican distancias y velocidades algo menores
(~8 kpc y ~230 km s-1, respectivamente).
Para estudiar la rotación de las galaxias se emplean observaciones espectroscópicas en el óptico y en
radio. En el óptico, se observa con espectroscopia de rendija larga a diferentes ángulos, mientras que en
radio se realizan observaciones espectroscópicas de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro (HI). Las
observaciones en radio se llevan a cabo mediante dos técnicas. La primera consiste en medir la luz
integrada (total) de la línea de 21 cm de la galaxia. La otra técnica consiste en cartografiados
interferométricos de dicha línea. El hidrógeno neutro en las galaxias espirales se encuentra principalmente
fuera de las regiones centrales, con un máximo en la densidad superficial a varios kiloparsecs del centro.
Por su parte, el gas en las regiones centrales se encuentra en su mayor parte en forma molecular (H2), lo
que se deduce a partir de los mapas de distribución del monóxido de carbono (CO). Gracias a los estudios
de Rubin y Roberts, entre otros, se sabe que las curvas de rotación de las espirales crecen rápidamente en
los primeros kiloparsecs a partir del centro, y luego se aplanan y permanecen a una velocidad
prácticamente constante hasta donde es posible obtener medidas. Este resultado es sorprendente, ya que la
luminosidad disminuye rápidamente a distancias grandes del centro. Si la luz fuera un buen indicador de
la masa a estas distancias, la velocidad de rotación debería disminuir en función de 1/R, siguiendo las
leyes de Kepler. Aunque algunas galaxias muestran este comportamiento, la mayoría presentan una curva
de rotación plana, lo que plantea un interrogante sobre la naturaleza de la masa en las regiones externas de
las galaxias (masa oscura).
Fisher y Tully (1976) descubrieron que las luminosidades y las velocidades de rotación están
relacionadas, algo parecido a lo que ocurre en las elípticas con las velocidades aleatorias de las estrellas.
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Esta relación se observa sobre todo en el infrarrojo, en donde la extinción por polvo es menor. La relación
es, aproximadamente,
L = (∆V)4
donde ∆V es la velocidad asociada a la anchura total del perfil de la línea de HI medida al 20% o al 50%
de su altura. Puesto que la distribución de HI tiene su máximo en regiones en donde la curva de rotación
aún no es plana, el perfil de esta línea cae bruscamente, presentando además un pico doble en galaxias
inclinadas respecto a la línea de visión.
La regularidad de la estructura espiral es sorprendente. Si esta estructura estuviera asociada sólo a la
distribución de material, la rotación diferencial la borraría en unas pocas rotaciones. El periodo de
rotación típico en una galaxia espiral es de unos cuantos cientos de millones de años (~1/100 de la edad
del Universo). Para explicar la permanencia de la estructura espiral, Lin y Shu (1964) introdujeron la
teoría de la onda de densidad. Según este modelo, la estructura espiral se debe a la formación estelar
producida por una onda de choque originada mediante una onda de densidad propagándose a través del
disco de la galaxia. La estructura espiral presenta una rotación como de sólido rígido con velocidad
angular Ωp. Las principales características de la onda de densidad es el radio de corrotación, esto es,
donde las velocidades angulares de la estructura espiral y de rotación se igualan, y las resonancias interna
y externa de Lindblad, que se encuentran donde las velocidades angulares de rotación del disco (Ω) y de
los brazos espirales (Ωp) cumplen la relación:
Ωp = Ω ± κ/m
en donde m es el modo de oscilación (número entero desde cero
hasta m para una espiral con m brazos), y κ es la frecuencia
epicíclica (número de epiciclos que las estrellas completan en una
órbita):
κ2 = r-3 d(r4 Ω2)/dr
o bien,
Figura 4. Patrón típico de onda de
densidad en una espiral de dos
brazos. La línea sólida espiral
representa el frente de choque en el
gas. Este frente de choque se
encuentra inmediatamente después
de la perturbación del potencial
gravitatorio. La circunferencia
externa (línea a trazos) es el radio
de corrotación, en donde la materia
del disco rota con la misma
velocidad que el patrón espiral. La
circunferencia interna representa la
resonancia de Lindblad interna.
κ = 2Ω/(1 – A/B)1/2
La estructura espiral sólo puede existir entre dos resonancias de
Lindblad. La Figura 11 muestra la estructura de una onda de
densidad. Las galaxias en las que uno de los modos es dominante
se llaman de Gran Diseño (Grand Design), y tienen una estructura
espiral de dos brazos claramente diferenciados. Cuando no hay un
modo dominante, se aprecian más brazos y la galaxia tiene un
aspecto filamentoso.
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La teoría de la onda de densidad de Chia-chiao Lin explica la relación morfológica encontrada por
Hubble en el sentido de que las galaxias con brazos cerrados presentan un bulbo más prominente con
relación al disco, así como la correlación de van den Bergh entre la clase de luminosidad y el grado de
organización de la estructura espiral. La estructura espiral, en última estancia, es el resultado de la
gravedad y del aumento de la entropía (segunda ley de la termodinámica). La estructura se origina gracias
al transporte de momento angular desde el centro a las afueras, y se mantiene por la autogravedad de un
modo normal de vibración no axisimétrico.
Los brazos espirales sólo contienen una pequeña fracción de masa superior a la del disco, por lo que la
diferencia de masa no explica la importancia de la estructura espiral. Se observa, sin embargo, que en los
brazos se forman estrellas masivas O y B, de donde se deduce que las regiones de formación estelar se
ven favorecidas por la existencia del frente de choque espiral. Fujimoto y Roberts, a sugerencia de
Prendergast, encontraron que el polvo y el gas interestelares tienen velocidades aleatorias mucho menores
que las estrellas típicas del disco. Este hecho refleja que el gas y el polvo responden de forma mucho
menos lineal que las estrellas del disco a una onda espiral de pequeña amplitud (Figura 5). De hecho, el
gas responde tan de forma no lineal que tiende a amontonarse en ondas de choque radiativas (la
compresión del gas favorece la emisión sincrotrón). De esta manera, la gran concentración de gas detrás
del choque permite la formación de estrellas OB en un lapso de 107 años. Las estrellas OB tienen vida
corta, así que no tienen tiempo de quedar rezagadas de la estructura espiral. Las observaciones de galaxias
espirales con cierta inclinación apoyan este modelo. En estas galaxias se observa que el polvo realmente
se mueve más lentamente que el material (Figura 6).
Figura 5. Respuesta de la densidad superficial
normalizada de varios componentes de la Galaxia a la
presencia de una onda espiral de pequeña amplitud. El
símbolo µ0 se refiere a la densidad superficial promedio
de una componente vista a lo largo de una circunferencia
de la Galaxia, y µ indica la densidad superficial local
correspondiente, medida a un ángulo azimultal ϕ a lo
largo de esta circunferencia. Las líneas muestran las
respuestas de material con velocidades de dispersión de
8, 32 y 128 km/s.
Figura 6. El polvo queda rezagado respecto a la
estructura espiral. En galaxias vistas con cierta
inclinación, se observa que el polvo se concentra en la
parte interna de la estructura espiral. A partir de este
hecho, se puede deducir que los brazos en los que se
observa la fina línea de polvo están más alejados de
nosotros que los brazos sin absorción. Por tanto, es
posible conocer la inclinación de la galaxia. Conociendo
la inclinación, y con medidas de las velocidades radiales
de los brazos espirales, se deduce también el sentido de
rotación de la galaxia, y se observa que los brazos se
rezagan respecto al disco. Este hecho puede observarse
en todas las galaxias suficientemente inclinadas para
deducir el sentido de rotación.
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Se ha propuesto otros modelos de formación estelar que favorecen la concentración de estrellas jóvenes
observada en los brazos espirales. Seiden y Gerola propusieron la formación estelar estocástica (SSF).
Según este modelo, unas regiones de formación estelar inducen formación estelar en regiones vecinas.
Con un ajuste apropiado de los tiempos de escala de rotación y propagación, aparecen estructuras
espirales. Otros modelos implican interacciones de galaxias bien sea para el desarrollo de la estructura
espiral o para favorecer el desarrollo de brotes estelares.
Galaxias irregulares
En la secuencia original de Hubble, las irregulares son las Irr I (galaxias tipo Nubes de Magallanes), que
no desarrollan estructura espiral y en las que abunda un gran número de regiones de formación estelar.
Tabla 2. Galaxias irregulares
Con polvo
Formación estelar
Interacción de marea
Ejemplos
NGC 4433
NGC 4753
NGC 5363
NGC 1569
NGC 4691
NGC 5253
NGC 520
NGC 3448
NGC 5195
Espectro
F2-GO
A-F
A-F
Color (B-V)
0.9-1.2
0.3-0.6
0.7-1.0
Luminosidad radio
normal
normal
fuerte
Emisión difusa
normal
fuerte
a veces fuerte
Regiones H II
ausente
presente
presente
Filamentos Hα
ausente
presente
ausente
Contenido en polvo
muy grande
grande
normal
Las galaxias Irr II han sido catalogadas por Arp, Vorontsov-Velyaminov y Zwicky. Se les asignan
etiquetas para describirlas (compactas: brillo superficial anormalmente alto o decaimiento abrupto del
perfil de luminosidad; posteruptiva: existencia de chorros o filamentos cercanos a la galaxia; interactiva;
desigual “patchy”). La Tabla 2 muestra algunos ejemplos de características de galaxias Irr II.
Un tipo interesante de galaxias irregulares son las galaxias anulares (Figura 14). Parece que su morfología
se debe a la colisión entre dos galaxias, una de ellas espiral rica en gas y que es atravesada (galaxia
blanco) por la otra galaxia (proyectil). La colisión hace desaparecer el núcleo de la espiral, dejando una
onda circular de formación estelar. Estas galaxias tienen casi siempre galaxias compactas compañeras,
que probablemente son las responsables de lo sucedido.
Las Irr I son casi siempre galaxias enanas de baja luminosidad, ricas en H I y poblaciones estelares
jóvenes. La cinemática interna puede mostrar evidencia de estructura irregular o ser de naturaleza caótica.
Son galaxias de poca masa, con velocidades internas de dispersión inferiores a 100 km/s (generalmente
medidas en la línea de 21 cm). Muestran indicaciones de formación estelar según la teoría SSF (ver
galaxias espirales), aunque también hay evidencias de regiones H II alineadas con posibles ondas de
choque, en lo que se asemejaría a un brazo espiral solitario. De hecho, algunas irregulares tienen incluso
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Figura 7. Formación de galaxias anulares. La parte superior muestra una
simulación de un choque de galaxias (Alar Toomre, 1978). La galaxia mayor se
representa por un disco de 2000 partículas. Una galaxia compañera con la
mitad de masa sigue una trayectoria parabólica perpendicular al disco de la
galaxia principal, atravesándola. Para parámetros de impacto p pequeños (<2)
se forma una estructura anular. La secuencia de izquierda a derecha muestra el
resultado a intervalos de tiempo de 600 millones de años. A la derecha, una
imagen de la galaxia Rueda de Carro (A0035), que tuvo una colisión hace 300
millones de años, y en donde también se observa la galaxia proyectil (no
espiral).
una barra como las espirales barradas (Gran Nube de Magallanes). A estas últimas, el esquema de Hubble
no las reconoce como un subtipo, aunque la clasificación de de Vaucouleurs sí (por ejemplo, IB).
Propiedades integradas de las galaxias
Función de luminosidad
La función de luminosidad o densidad espacial de galaxias, φ(L), es el número de galaxias por unidad de
volumen en un rango determinado de
luminosidades. Esta función se suele calcular a
partir de muestras de galaxias limitadas en magnitud
y con información de las distancias. Excepto para
las galaxias más próximas, las distancias se
determinan a partir de las velocidades radiales y la
ley de Hubble. En el Supercúmulo Local el campo
de velocidades se ve alterado por la gravedad debida
a concentraciones de masa grandes, por lo que se
hace necesario aplicar correcciones adicionales a las
distancias medidas a través de la velocidades de
Figura 8. La función de luminosidad diferencial
para galaxias φ(L). Las unidades son galaxias por
intervalo de magnitud por megapársec cúbico.
recesión. La Figura 15 muestra la función de
luminosidad diferencial calculada a partir de una
muestra grande de velocidades galácticas de
recesión. La función de luminosidad es casi plana a magnitudes débiles, y decae exponencialmente en la
cola de magnitudes brillantes. Schechter parametrizó la función de luminosidad como:
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φ(L) = φ0 L-1 (L/L*)α exp(-L/L*)
en donde L* es la luminosidad característica en el codo de la distribución, φ0 es una constante de
normalización, y α es la pendiente en el extremo de bajas luminosidades. Para H0 = 100 km s-1 Mpc-1 y
para el rango de magnitudes en banda B del Catálogo de Galaxias y Cúmulos de Galaxias de Zwicky, se
tiene:
LB* ≈ 8.6 × 109 L~,
MB* ≈ -19.37,
φ0 ≈ 0.015 gal Mpc-3,
α ≈ -1.25
con MB* la magnitud absoluta característica en la banda B. La función de Schechter tiene la propiedad de
que la densidad de luminosidad integral, utilizada en cosmología, viene dada por:
Lint = φ0 L* Γ(α+2)
en donde Γ es la función gamma incompleta.
Distribuciones espectrales de energía
Los espectros integrados de galaxias normales son el
resultado de la superposición de la luz proveniente de
las poblaciones de estrellas, el ritmo de formación
estelar, el contenido metálico medio y las abundancias
de gas y de polvo. Estas características se relacionan
con la morfología de las galaxias.
La Figura 16a muestra el espectro óptico de una
población estelar vieja y sin gas. Este tipo de población
es típico del bulbo y del disco. La luz está dominada por
estrellas gigantes de tipos espectrales G y K. Las
características espectrales más fuertes son líneas de
absorción de Ca, Fe, Mg y Na, originadas en la
atmósfera fría de las estrellas gigantes. Estos elementos
se encuentran en estados de baja ionización. También se
observan bandas moleculares de CN y MgH, entre otras.
La caída del continuo a longitudes de onda más cortas
que ≈4000Å es típica de galaxias normales con alto
corrimiento al rojo. En las poblaciones de estrellas
viejas del bulbo, la intensidades de las absorciones es
una función dependiente principalmente de la
metalicidad. En las poblaciones en donde la formación
estelar ha sido más recientes (del orden de 109 años o
Figura 9. Distribuciones espectrales de energía
para galaxias. (a) NGC 4486B, una galaxia con
población estelar vieja y evolucionada, muestra
absorciones de Ca, Na, Mg,Cn y la banda G de
mezcla de Fe y Cr. (b) NGC 4670 muestra
emisiones fuertes de líneas típicas de galaxias y
regiones H II. La emisión marcada Hα es en
realidad Hγ.
menos), la mayor parte de las absorciones en el
espectro integrado aparecen más débiles debido a la
contribución al continuo de emisión de estrellas más
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calientes y con líneas más débiles, de clases espectrales A y F. En estas estrellas, las líneas de la serie
Balmer del hidrógeno son más intensas. La Tabla 3 presenta algunas de las líneas de absorción y de
emisión más comunes observadas en los espectros de galaxias.
La Figura 16b muestra el espectro de una galaxia cuya luz está dominada por estrellas muy jóvenes y por
gas caliente. El espectro se asemeja al de una región H II. Se trata de una galaxia irregular que está
sufriendo un brote de formación estelar (star burst). El espectro óptico se ve dominado por líneas de
emisión fuertes de H, He y elementos ligeros tales como N, O y S que se encuentran en el gas
fotoionizado. El continuo de emisión proviene principalmente de estrellas O y B con una pequeña
contribución de procesos libre-libre, dos fotones, así como de los continuos de Paschen y Balmer emitidos
en el gas.
N(M) dM = (M/M~)-α
Tabla 3. Líneas espectrales comunes en galaxias
λ
3810+
393368
3968.49, 3970.08
4101.75
4165+
4226.73
4305.5
4340.48
4383.55
4861.34
5167.3, 5172.7, 5183.6
5208.0
5270.28
5889.98, 5895,94
8542.0
3726.0, 3729.0
3868.74
3889.05
3970.07
4101.74
4340.47
4363.21
4861.34
4958.91, 5006.84
5875.65
6548.10
6562.82
6583.60
6717.10, 6731.30
a
Elemento
Líneas de absorción
CN
Ca II
Ca II + He
Hδ
CN
Ca I
Fe + Cr
Hγ
Fe I
Hβ
Mg I
MgH
Fe I
Na I
Ca II
Líneas de emisión
[O II]
[Ne III]
Hζ
Hε
Hδ
Hγ
[O III]
Hβ
[O III]
He I
[N II]
Hα
[N II]
[S II]
Comentarios a
Banda molecular
K
H
Banda molecular
Banda G
F
b
Banda molecular
D
F
C
Las letras indican la designación original de Fraunhoffer en el espectro solar
Para reproducir las distribuciones espectrales de energía de las galaxias, se emplea el método de síntesis
de Población. Este método consiste en sumar los espectros de estrellas bien observadas, modelos de
26
estrellas y modelos para la emisión del gas fotoionizado. Un parámetro importante en estos estudios es la
función inicial de masas (IMF), que es la distribución diferencial de estrellas en función de sus masas, en
regiones de formación estelar. La aproximación más simple de la IMF es una ley de potencias:
El valor para el índice espectral α en la vecindad solar es ≈2.35 (Salpeter). La IMF real tiene una
pendiente ligeramente más inclinada en el extremo de masas grandes (M > 10 M~), y un poco más plana
en el extremo de masas pequeñas (M < M~). El resultado del método de síntesis de poblaciones a nuestra
galaxia muestra que la mezcla de estrellas es similar a la obtenida para las galaxias espirales más
luminosas, tanto en edad de la galaxia como en metalicidad.
Masa de las galaxias
Para medir las masas de las galaxias se utilizan varias técnicas basadas en los tamaños, movimientos
relativos y la hipótesis de que el sistema en estudio se encuentra ligado gravitatoriamente. En algunas
ocasiones, las masas se calculan a partir de las poblaciones estelares, pero esta técnica es muy imprecisa
debido a la falta de conocimiento en el límite de masas pequeñas de la IMF. Casi siempre se utiliza la
razón masa-luminosidad para las galaxias, en lugar de solamente las masas. Ello se debe, en parte, a que
las masas de las galaxias son tan grandes que no se dispone de unidades adecuadas para indicarlas, por lo
que es más sencillo emplear la relación M/L. Además, la masa y la luminosidad están bien
correlacionadas dentro de una misma clase morfológica, y la relación M/L media es una de las claves en
la determinación de la densidad promedio de materia en el Universo. Para calcular las masas o la relación
M/L de las galaxias, debe especificarse el valor de la constante de Hubble, ya que el valor de la
luminosidad varía como el cuadrado de la distancia. También se indica el sistema de magnitudes
empleado para determinar la luminosidad, ya que distintos sistemas miden luminosidades a diferentes
radios y, además, las galaxias tienen un rango amplio de colores.
Las masas de las galaxias espirales se determinan a partir de sus curvas de rotación. Estas galaxias son
circularmente simétricas, de tal modo que las velocidades radiales aparentes se pueden corregir de
inclinación. De esta manera, la velocidad de las partes más externas sirve para estimar la masa total a
distancias más próximas del centro galáctico. Si la distribución de masas fuese esférica, el problema se
reduciría al caso de una órbita circular de radio R alrededor de una masa puntual M:
1
2
mV 2 =
GmM
R
en donde m es la masa de la partícula (estrella) y V su velocidad orbital. De la ecuación anterior,
despejando la masa puntual M:
M=
1 V 2R
2 G
Dado que la distribución real de materia es aplanada, se debe aplicar una pequeña corrección. Si la
distribución de masa de una galaxia espiral disminuye con el radio al igual que la luz en el óptico, las
curvas de rotación serían keplerianas, con una caída de velocidad V ∝ R-1/2. Sin embargo, las
27
observaciones a 21 cm, que se extienden muy por encima de los diámetros ópticos de las galaxias,
muestran una curva de rotación plana. Este hecho implica que las masas de las espirales aumentan
linealmente con el radio, lo que a su vez significa que la relación M/L en las regiones externas de las
espirales aumenta exponencialmente.
Las masas de las galaxias elípticas se determinan a partir de sus velocidades de dispersión y de medidas
de sus radios característicos (p.e., el radio efectivo). Para un sistema en equilibrio, se tiene por el teorema
del Virial:
W + 2T = 0
donde T es la energía cinética del sistema y W la energía potencial gravitatoria. Para un sistema esférico y
con la hipótesis de que la dispersión de la velocidad radial σ es una medida de las velocidades de las
estrellas respecto a su centro de masas, se tiene:
Mσ 2 = G ∫
R
0
M (r ) dM
r
Si la galaxia se puede ajustar bien por la ley de de Vaucouleurs, se tiene que la energía potencial
gravitatoria:
W = −0.33
G
M 2 re
Se puede obtener razones M/L más precisas para los núcleos de galaxias elípticas a partir de otros
modelos.
Para galaxias binarias o en interacción, se puede obtener estimaciones de sus masas a partir de cálculos
orbitales. Sin embargo, a diferencia de lo que sucede con las masas obtenidas a partir de las curvas de
rotación, en el caso de galaxias en interacción hay dos incertidumbres muy importantes. La primera se
refiere a la falta de conocimiento sobre la excentricidad de las órbitas (momento angular orbital), y la
segunda a la del ángulo de proyección en el cielo. Estas incertidumbres hacen imposible calcular las
masas individuales del sistema binario.
La ecuación M = (V2R)/(2G) proporciona un límite inferior para la masa, siendo la masa real:
M real
V 2R
1
=
3
2G cos i cos 2 φ
en donde i es el ángulo entre las galaxias y el plano del cielo, y φ es el ángulo entre la velocidad orbital y
el plano definido por las galaxias y el observador. La determinación correcta de distancias en sistemas de
galaxias en interacción requiere una muestra estadística amplia para promediar las proyecciones, así como
un modelo de los efectos de selección que definen la muestra (p.e., las binarias muy separadas pueden no
estar bien representadas; el efecto de no incluir pares muy separados depende de la distribución de
excentricidades orbitales).
28
Las razones M/L en grupos o cúmulos de galaxias pueden determinarse también a partir de sus
dimensiones y de sus velocidades de dispersión por el teorema del Virial, o una variante llamada método
de proyección de masas. El teorema del Virial para un cúmulo de N galaxias con velocidades V medidas
implica una masa:
M vir
3πN
=
2G
∑
∑
N
i
i< j
Vi 2
1 rij
en donde rij es la separación entre las galaxias i y j-ésima, y Vi es la diferencia de velocidades entre la
galaxia i-ésima y el cúmulo. Por otro lado, el método de proyección de masas da:
Mp =
fp  N 2 
 ∑ Vi ri 

GN  i
donde ri es la separación de la galaxia i-ésima del centro de masa. La cantidad fp depende de la
distribución de excentricidades orbitales, y puede variar entre 32/π (órbitas circulares) y 16/π (órbitas
isotrópicas).
La En casi todas las galaxias, la razón M/L obtenida a partir de síntesis de población es muy pequeña, del
orden de la unidad o menor en unidades solares. Esto se debe a que la luz de la galaxia está dominada por
estrellas gigantes viejas, con luminosidades cientos de veces la del Sol y masas menores que la de éste, o
por estrellas jóvenes y calientes aún en la secuencia principal, para las que la relación M/L es aún menor.
La relación M/L obtenida a partir de estudios dinámicos es pues mucho mayor que la obtenida por síntesis
de población, lo que ha dado lugar al problema de la llamada masa oscura (o perdida). Esta masa se sitúa
en los halos galácticos y es la que permite que los grupos y cúmulos galácticos permanezcan ligados
gravitatoriamente. Para dar cuenta de esta masa, se ha especulado con la existencia de distintos objetos
(estrellas rojas enanas de baja luminosidad, agujeros negros) y partículas exóticas (axiones, neutrinos,
etc.).
Tabla 4 muestra las relaciones M/L para distintos tipos de galaxias calculadas a partir de las distintas
técnicas de determinación. Se ha tomado H0 = 100 km s-1 Mpc-1 y el catálogo de magnitudes de Zwicky
usado anteriormente para la función de luminosidad. La Tabla 5 muestra las propiedades de algunas
galaxias.
En casi todas las galaxias, la razón M/L obtenida a partir de síntesis de población es muy pequeña, del
orden de la unidad o menor en unidades solares. Esto se debe a que la luz de la galaxia está dominada por
estrellas gigantes viejas, con luminosidades cientos de veces la del Sol y masas menores que la de éste, o
por estrellas jóvenes y calientes aún en la secuencia principal, para las que la relación M/L es aún menor.
La relación M/L obtenida a partir de estudios dinámicos es pues mucho mayor que la obtenida por síntesis
de población, lo que ha dado lugar al problema de la llamada masa oscura (o perdida). Esta masa se sitúa
en los halos galácticos y es la que permite que los grupos y cúmulos galácticos permanezcan ligados
gravitatoriamente. Para dar cuenta de esta masa, se ha especulado con la existencia de distintos objetos
29
(estrellas rojas enanas de baja luminosidad, agujeros negros) y partículas exóticas (axiones, neutrinos,
etc.).
Tabla 4. Relación masa-luminosidad para galaxias a
Tipo morfológico
Método
M/L
Espiral
Curvas de rotación
12
Elíptica
Dispersión de velocidades
20
Todos
Binarias
100
Todos
Grupos de galaxias
350
Todos
Cúmulos de galaxias
400
a
En unidades M~/L~.
Tabla 5. Propiedades de algunas galaxias
Nombre
Tipo
Luminosidad (L~)
Masa en gal (M~)
NGC 4486
NGC 205
E0
8 × 1010
≈0
4 × 1012
≈0
E5
3 × 108
≈0
1 × 1010
≈0
NGC 224
Sb
7 × 10
2 × 10
11
0.04
NGC 5457
Sc
2 × 1010
9 × 109
2 × 1011
0.06
LMC
SBm
3 × 10
5 × 10
1 × 10
10
0.10
SMC
Im
7 × 108
2 × 109
0.32
10
9
8 × 10
Masa total (M~) Masa gas/total
9
8
5 × 108
Contenido en gas
Kerr (1953) detectó hidrógeno neutro (H I) en otras galaxias en la línea de 21 cm (1420.40575 MHz).
Esta línea se origina por la emisión espontánea de un fotón en el decaimiento del estado “alto” de
estructura hiperfina (cambio de la dirección del spin del electrón). Esta transición tiene una probabilidad
muy baja (vida de media de 107 años), por lo que el coeficiente de autoabsorción es muy bajo y casi todas
las regiones H I son ópticamente delgadas a su propia radiación. Se ha podido comprobar que casi todas
las galaxias espirales e irregulares contienen una cantidad considerable de gas H I. En las galaxias
espirales, la distribución del H I muestra un mínimo central y un pico en un anillo que cubre los brazos
espirales, decayendo lentamente a mayores distancias del centro, siendo posible detectarlo hasta
distancias de 2 ó 3 radios ópticos. La fracción de masa del H I varía según el tipo morfológico, desde unas
pocas centésimas para galaxias Sa, hasta más del 50% en algunas irregulares. La mayor parte del gas se
encuentra en este estado, con temperaturas entre 100 y 1000 K. Por el contrario, en galaxias elípticas y
lenticulares, no suele detectarse H I (fracción de masa inferior a 0.1%).
Existe una excelente correlación entre el contenido en gas de una galaxia y su ritmo de formación de
estrellas, obtenida a partir de colores integrados o de la intensidad de la emisión de las regiones de
hidrógeno ionizado (H II). El H II se encuentra en regiones nucleares de emisión y en el medio
30
interestelar difuso (DISM), así como en residuos de supernovas. La fotoionización en el DISM es debida
a estrellas jóvenes que, en función de su temperatura superficial y de los procesos de enfriamiento en el
gas (que dependen de su metalicidad), permite alcanzar temperaturas entre 104 y 106 K. Las regiones H II
gigantes son muy importantes en la determinación de la escala del Universo porque se utilizan para medir
las distancias a las galaxias. En nuestra galaxia, el DISM está compuesto por gas y polvo, siendo éste
mucho menos abundante que el gas, pero el principal responsable de la absorción. Gran parte del volumen
(que no de la masa) de la galaxia contiene gas ionizado por el campo de radiación difuso. Dada la baja
densidad del gas, los tiempos de recombinación son muy largos. En primera aproximación, el tiempo de
recombinación puede expresarse como: τ ≈ 105 ne-1, con ne la densidad de electrones por cm-3, y τ en años.
En las regiones en que la abundancia de elementos pesados es escasa, se observan las mayores
temperaturas. El H II del DISM puede observarse también en radio. La emisión en radio es debida a
recombinaciones a niveles muy altos, no observables en el laboratorio debido a las bajísimas densidades
requeridas para la formación de estas líneas. Afortunadamente, el átomo de hidrógeno, por su
simplicidad, es el único para el que se ha obtenido una solución completa en Mecánica Cuántica, así que
su conocimiento teórico es exacto. En las galaxias que presentan algún tipo de actividad nuclear, la
presencia de regiones H II está ligada al resultado de formación estelar reciente o a fotoionización por
energía nuclear no térmica. En estas regiones, la densidad del gas y de los electrones puede alcanzar
valores mucho más elevados que en el DISM.
Las moléculas de H2 son mucho más difíciles de observar. Afortunadamente, su distribución es similar a
la del monóxido de carbono (CO), que se encuentra en nubes moleculares frías en galaxias espirales e
irregulares, con temperaturas del orden de 20 K. Estas regiones están asociadas con formación estelar
reciente, y su rango de masas es muy amplio. En las galaxias espirales, el CO se encuentra con una
distribución similar a la de regiones H II (ya que ambas regiones están asociadas a la formación estelar),
con un pico a una distancia de unos 5 kpc del centro, cayendo después abruptamente. La emisión de CO
se origina por transiciones rotacionales a 1.3 y 2.6 mm. Son líneas permitidas y ópticamente gruesas.
Afortunadamente, estas transiciones tienen un corrimiento considerable en longitudes de onda para
isótopos poco abundantes (13CO y 12C18O) y que son ópticamente delgados.
El gas en las galaxias permite el estudio de las abundancias químicas a partir de líneas de recombinación.
También la temperatura del gas viene determinada por estas líneas, a partir de sus intensidades relativas.
Poblaciones estelares
Baade (1944) fue el primero en resolver las estrellas del centro de la Galaxia de Andrómeda (M31), y de
sus dos compañeras elípticas (M32 y NGC 205). Encontró que las estrellas del centro de M31 y de sus
compañeras eran mucho más débiles que las de los brazos espirales, y que sus colores indicaban la
presencia de estrellas gigantes rojas como las más brillantes, en vez de las gigantes azules que se
encuentran en los brazos. Esto le llevó a proponer que las galaxias espirales, incluida la nuestra, constan
de dos poblaciones distintas tanto en sus propiedades físicas como en su distribución. A las estrellas que
se encuentran en los brazos espirales las llamó Población I. Observó que estas estrellas estaban limitadas
al disco plano de las espirales y sugirió que estaban ausentes del centro de las espirales y en las galaxias
31
elípticas. A las estrellas brillantes rojas de los centros de las espirales y de las elípticas las denominó
Población II. También encontró estas estrellas en los cúmulos globulares de nuestra galaxia. Baade, por
último, sugirió que las estrellas con altas velocidades observadas cerca del Sol eran objetos de la
Población II que atravesaban el disco galáctico.
Tabla 6. Población de la galaxia
Población I
Miembros
Pobl. del disco
Población I
extrema
Población I más
vieja
Gas
Estrellas A
Estrellas jóvenes Estrellas con
asociadas a la
líneas intensas
estructura espiral
Enanas Me
Supergigantes
Cefeidas
Altura media
sobre el plano
galáctico (pc)
120
Población II
intermedia
Estrellas del
núcleo galáctico
Nebulosas
planetarias
Novas
RR Lyrae con
periodos <0.4 d
Estrellas T Tauri
Cúmulos
galácticos de la
clase I de
Trumpler
Población II
Estrellas con
líneas débiles
Población II del
halo
Estrellas con alta Subenana
velocidad en z
Cúmulos
(>30 km/s)
globulares
Variables de
RR Lyrae con
largo periodo
períodos >0.4 d
(>250 d) y tipos
espectrales más
tempranos que
M5e
160
400
700
2000
Velocidad media 8
respecto al plano
galáctico
10
17
25
75
Razón axial de la 100
distribución
esferoidal
?
25?
5
2
Concentración al Pequeña.
centro de la
Muy grumosa,
distribución
en brazos
espirales
Pequeña.
Grumosa, en
brazos espirales
Fuerte?
Suave?
Fuerte
Suave
Fuerte
Suave
Edad (109 años)
0.1
0.1 - 1.5
1.5 - 5.0
5.0 - 6.0
>6
Masa total (109
M~)
2
5
47 (combinado
disco e
intermedia)
16
Como resultado de los trabajos pioneros de Baade en otras galaxias del Grupo Local, otros investigadores
empezaron a aplicar la noción de dos poblaciones estelares a nuestra propia galaxia. Se puede separar
varios componentes de la Vía Láctea en dos poblaciones tanto a partir de diferentes poblaciones
cinemáticas como de modelos dinámicos que relacionan las propiedades orbitales con las distancias z al
plano de la Galaxia para diferentes estrellas. Para muchas de ellas, los datos cinemáticos de velocidades
32
son la primera fuente para su clasificación. La componente de Población I está distribuida exclusivamente
en el plano galáctico, y se considera que a ella pertenecen no sólo las estrellas O y B, sino también las
variables cefeidas, cúmulos abiertos, nebulosas de emisión y regiones con hidrógeno neutro. La
componente de Población II se distribuye en un volumen más esférico e incluye, además de gigantes
rojas, variables RR Lyrae, cúmulos globulares, y estrellas con alta velocidad.
Posteriormente, las diferentes poblaciones en nuestra galaxia se subdividieron en otros grupos. La Tabla 6
resume las propiedades y los miembros de las cinco subdivisiones aceptadas en la Conferencia Vaticana
sobre Poblaciones Estelares (1957). Algunos tipos de estrellas variables fueron subdivididos en subgrupos
de acuerdo con su subtipo de población. Por ejemplo, las variables RR Lyrae de tipo ab, se separaron en
diferentes grupos a partir de su clasificación espectral y sus períodos medios de oscilación. Las de
períodos más largos que 0.4 días se clasificaron como “Población II del halo”, y las de períodos más
cortos que 0.4 días como “Población del disco”. Igualmente, las variables de largo período se
subdividieron en diferentes subgrupos, tales como las de períodos menores que 250 días y de tipo
espectral relativamente temprano (más temprano que M5e), que fueron consideradas como “Población II
intermedia”, y las de períodos mayores que 250 días que fueron consideradas como pertenecientes a la
“Población II más antigua”.
Durante la década de los 50, el desarrollo teórico de la evolución estelar permitió un mejor entendimiento
de las diferencias entre las poblaciones estelares. Los modelos de estrellas evolucionadas pusieron de
manifiesto que las estrellas gigantes y supergigantes son objetos evolucionados que han abandonado
recientemente la secuencia principal después de agotar su combustible nuclear de hidrógeno. La
luminosidad de estas gigantes no depende sólo de su masa inicial, sino también de la composición
química de su atmósfera. Por tanto, las diferencias que se observaban entre estrellas gigantes era una
consecuencia de la química de estos objetos.
También en aquella época se pudo determinar las abundancias de estrellas de las diferentes poblaciones
mediante espectros de alta dispersión obtenidos con grandes telescopios que disponían de focos Coudé. El
análisis de la curva de crecimiento demostró que las dos poblaciones tenían químicas distintas. H.
Lawrence Helfer, George Wallerstein y Jesse L. Greenstein (1959) hallaron que las estrellas gigantes de
los cúmulos globulares tienen abundancias químicas diferentes a las de las estrellas de la Población I. Las
estrellas de la Población II tienen abundancias considerablemente menores de elementos pesados que las
de Población I, por factores que van entre 5 y varios cientos. La abundancia total de elementos pesados,
Z, para estrellas típicas de la Población I es 0.04 (en términos del tanto por ciento para todos los
elementos con pesos atómicos mayores que el del helio), mientras que para los cúmulos globulares en el
halo galáctico, la abundancia típica es <0.003.
Con los avances posteriores registrados en los modelos de evolución estelar, se encontró que la
Población II estaba constituida exclusivamente por estrellas muy viejas. La edad estimada para la
Población II varía, según los modelos y los ajustes de las observaciones de los cúmulos globulares a estos
modelos, entre 109 y 2×1010 años. Sandage y sus colaboradores demostraron que el rango de edades de los
cúmulos globulares es relativamente pequeño y que las características detalladas de los diagramas de
color-magnitud de las ramas de estrellas gigantes están correlacionadas con la edad y pequeñas
33
diferencias en las abundancias químicas. Por el contrario, las estrellas de la Población I tienen un amplio
rango de edades. Las asociaciones estelares en cúmulos galácticos que tienen estrellas azules brillantes en
la secuencia principal tienen edades desde unos pocos millones de años hasta 109 años. En la vecindad
solar, las estrellas muestran una mezcla de edades con un número considerable de estrellas de mayor edad
(109 años). Estudios más detallados, sin embargo, demostraron que las edades de las estrellas en la
vecindad solar y en los cúmulos galácticos son siempre inferiores a las de los cúmulos globulares. Esta es
una indicación de que los objetos de la Población II son más antiguos y se formaron antes que los de la
Población I.
En resumen, la compresión de la división entre las Poblaciones I y II se entiende en términos de tres
parámetros: edad, composición química, y cinemática. Un cuarto parámetro, la distribución espacial, es
en realidad una consecuencia de la cinemática. Las correlaciones entre estos tres parámetros, aunque no
es perfecta, son bastante buena para nuestra galaxia. La Tabla 6 muestra las correlaciones para estrellas en
la galaxia y las combinaciones de los tres parámetros. Actualmente, existen métodos de determinación de
abundancias de metales mucho menos laboriosos que la espectroscopia Coudé de alta dispersión. Por
ejemplo, las estrellas con bajas abundancias muestran un exceso ultravioleta que se pone de manifiesto en
estudios de color (UBV). En un diagrama de tres colores, las estrellas de la Población II se sitúan en una
región distinta a las de Población I.
Para explicar la evolución de las poblaciones estelares en la Vía Láctea se usan diagramas
tridimensionales en los que se representan las edades, abundancias y ritmos de formación estelar (Figura
10). El volumen mostrado en la Figura 10 indica que el ritmo de formación estelar al formarse la Galaxia
era algo mayor que el actual, pero que aún se forman estrellas. Al formarse estrellas, los elementos
pesados se fueron sintetizando en los núcleos de las estrellas y en las Supernovas, por lo que la gráfica
muestra que las estrellas que se están formando actualmente tienen abundancias semejantes a la del Sol.
En cualquier momento τ, hay una dispersión de las abundancias de las estrellas formadas, que depende de
la historia del medio interestelar en esa región.
Figura 10. Historia de la formación estelar
en la Vía Láctea. El eje X representa la
edad de las estrellas, el eje Y representa el
ritmo de formación de estrellas (SFR) a
diferentes edades de la galaxia, y el eje Z
representa la abundancia de elementos
pesados (en términos de la abundancia de
Fe en el Sol).
A finales de la década de los 50,
diagramas detallados de
color-magnitud de las Nubes de
Magallanes pusieron en entredicho lo
que se sabía sobre las poblaciones estelares. Arp mostró que las correlaciones entre las propiedades de las
34
poblaciones encontradas en nuestra galaxia no se cumplían en la Nube Pequeña de Magallanes, y propuso
que los cúmulos jóvenes en esta galaxia podrían ser estrellas jóvenes de la Población II: estrellas jóvenes
con bajas abundancias. Arp también encontró que los diagramas color-magnitud de los cúmulos
globulares en la Nube Pequeña presentaban anomalías, y llegó a proponer la existencia de diferencias en
las abundancias entre la Nube Pequeña y la Vía Láctea. Estas conclusiones se basaban en comparaciones
con los modelos evolutivos para estrellas, pero estos modelos no estaban suficientemente desarrollados en
aquella época, por lo que la única explicación que se encontró fue la diferencia de composiciones
químicas entre nuestra galaxia y la Nube Pequeña. Posteriormente, con más medidas de los cúmulos de
estrellas en la Nube Pequeña, se demostró que tales diferencias químicas debían ser en realidad muy
pequeñas. Muchos de los cúmulos de la Nube Pequeña tienen abundancias comparables a las solares,
aunque algunos de ellos sí muestran diferencias reales en los diagramas de color-magnitud.
También se puede observar cúmulos globulares en la Galaxia de Andrómeda. Estos cúmulos también
presentan propiedades distintas a los de la Vía Láctea respecto a las abundancias químicas. Las
observaciones espectrales y de color muestran una amplia dispersión en la abundancia de elementos
pesados en los cúmulos de Andrómeda, y anomalías en la correlación entre posiciones y abundancias
químicas. Como consecuencia, la separación de poblaciones estelares observada en la Vía Láctea no es
necesariamente universal, y puede dependen de los detalles en la historia y evolución específicas de cada
galaxia.
Observaciones en radio
Nubes difusas de hidrógeno neutro
La mayor contribución de la radioastronomía al estudio de la estructura galáctica viene de la
determinación de masas y curvas de rotación obtenidas a partir de las observaciones en la línea de 21 cm
del hidrógeno neutro. En nuestra galaxia, el medio interestelar consiste en nubes con densidades entre 1 y
100 cm-3 y temperaturas entre 10 y 100 K, inmersas en un medio tenue de densidad entre 0.01 y 1 cm-3 y
caliente (103-104 K). La emisión del H I de estas nubes es un trazador de los movimientos a gran escala
del gas.
Para otras galaxias se emplea dos modos distintos de observación. Utilizando un solo radiotelescopio, se
obtienen medidas integradas del disco de las espirales, y la información se reduce a la intensidad y perfil
de la línea. Como se vio anteriormente, la anchura y el perfil de la línea provee información sobre la
estructura de la galaxia. La anchura indica la masa de la galaxia, mientras que el perfil es una medida del
campo de velocidades.
Las observaciones de H I muestran que las partes más externas del disco de las galaxias suelen estar
alabeadas. Estas observaciones se extienden a radios de hasta 40 kpc, mucho más, que las observaciones
ópticas, y muestran que incluso a estas distancias las curvas de rotación galácticas continúan siendo
planas.
35
Emisión no térmica
Una parte muy importante del trabajo desarrollado con radiotelescopios funcionando en el modo llamado
síntesis de apertura (p.e., VLA) es el de obtener imágenes del continuo no térmico en radio (radiación
sincrotrón) de las galaxias. Así se han puesto de manifiesto estructuras como lóbulos conectados a
chorros (jets) relativistas provenientes de la región nuclear de la galaxia. Ejemplos de estos trabajos son
los realizados en M 87 y Cygnus A. Las resoluciones espaciales conseguidas alcanzan los milisegundos
de arco.
El principal resultado aportado por la radioastronomía extragaláctica es el poner de manifiesto la
presencia de una fuente muy activa que proporciona material a los lóbulos en radio, a través del transporte
de partículas y la aceleración de los jets. Actualmente se investiga las estructuras detalladas de los lóbulos
y jets, incluyendo la dinámica de las partículas en estas estructuras y su relación con los campos
magnéticos.
Observaciones infrarrojas
El centro de nuestra galaxia
Dado que la profundidad óptica del medio interestelar es pequeña, es posible observar el centro de nuestra
galaxia directamente. En el infrarrojo cercano (NIR), se observa una concentración de estrellas en el
centro galáctico. Se trata de gigantes frías muy evolucionadas. Puesto que las velocidades de las estrellas
en general sólo dependen del campo gravitatorio, la estructura gravitatoria de la región central se pone de
manifiesto con medidas precisas del campo de velocidades.
Las propiedades del centro de nuestra galaxia son similares, aunque menos energéticas, que las de las
galaxias con núcleos activos. La actividad energética en el centro galáctico se pone de manifiesto en las
emisiones en radio, infrarrojo térmico (TIR), infrarrojo lejano (FIR), rayos X y rayos gamma. La
luminosidad bolométrica es relativamente baja (~107 L~), pero su proximidad permite mucha mejor
resolución espacial que para el centro de cualquier otra galaxia. En el TIR, la región del centro galáctico
está dominada por un conjunto filamentoso de fuentes pequeñas. Se trata de filamentos gaseosos calientes
que contienen polvo templado, que se observan también en radio. En el TIR también se observan líneas
de emisión del gas caliente. Estudios espectrales de alta resolución con interferómetros Fabry-Perot
revelan velocidades entre 100 y 200 km/s para el gas. Si estas velocidades son debidas al campo
gravitatorio, en los 2 pc más cercanos al centro debe haber una masa de unos 5 × 106 M~.
En el FIR, se observa una gran nube de material frío de un tamaño proyectado de 2 × 4 pc2 alrededor del
centro galáctico. Esta nube tiene una luminosidad total de 2 × 106 L~. Aparentemente, se trata de un disco
calentado por un objeto muy luminoso central. La densidad del polvo decrece cerca del núcleo.
Núcleos activos de galaxias
Se trata de núcleos cuya fuente de luz no es de origen térmico (estelar). Hay muchos tipos de núcleos que
incluyen el centro de nuestra galaxia, radiogalaxias, galaxias Seyfert, cuasares y objetos BL Lac, entre
otros.
36
Figura 11. Erupción del objeto BL Lac AO 0235+164. El objeto
sufre rápidas variaciones de gran amplitud a 0.44 µm (B), 1.25 µm
(J) y 10 µm (N), en 1975 [Rieke, G. H., Grasdalen, G. L., Kinman,
T. D., Hintzen, P., Wills, B. J. Y Wills, D., 1976. Nature 260, 754.]
Podemos distinguir dos grandes grupos de núcleos brillantes
en infrarrojo. Un grupo está dominado por la emisión no
térmica, lo que se pone de manifiesto por la forma del
espectro y rápidas variaciones de brillo. Los objetos más
variables son los BL Lac, con variaciones espectaculares de
brillo en pocos días. Los tamaños de estos objetos son muy
pequeños, del orden de unos pocos días luz. En las
erupciones (outbursts) de estos objetos se emite una
cantidad asombrosa de energía; la erupción de AO 0224+164 en 1975 (Figura 11) liberó el equivalente a
1 M~ en reposo. Procesos similares, aunque menos violentos, operan en cuasares y galaxias Seyfert I.
El otro grupo de núcleos activos muestra ritmos acelerados de formación estelar (starbursts). En algunos
casos puede resolverse la región de formación estelar, como en NGC 253. Presentan emisión TIR del
polvo, flujo radio térmico del gas ionizado por estrellas jóvenes calientes y, en algunos casos, restos de
supernovas. Se ha especulado con que estos objetos son el resultado de interacciones de galaxias.
Formación estelar en otras galaxias y evolución galáctica
El satélite IRAS ha encontrado unas 20 mil galaxias brillantes en el infrarrojo. Los estudios e infrarrojo
de la morfología de las regiones de formación estelar en otras galaxias proporcionan datos de las
estructuras de frentes de choque asociados con estas regiones, de la interacción entre los flujos de alta
energía de las regiones de formación estelar con regiones vecinas de medio interestelar, de la eficiencia y
ritmos de este proceso en función de la posición en una galaxia, y de la forma en que sucede la formación
estelar en galaxias de distintos tipos. Estos estudios son muy importantes porque los ritmos de formación
estelar controlan la evolución química de las galaxias.
Durante la formación de una galaxia, una gran parte de la mas se convierte rápidamente en estrellas frías
de baja masa. Como estas estrellas tienen una vida muy larga, gran parte, sino la mayoría, de las estrellas
tienen una edad similar a la de la galaxia (~1010 años). Resulta evidente que las estrellas más viejas,
incluyendo las luminosas gigantes rojas, emiten la mayor parte de su energía en el NIR. Así, las
observaciones en el NIR trazan la distribución de masa en una galaxia mejor que en cualquier otro rango
espectral.
Como se mencionó anteriormente, se cree que la estructura espiral observada en el óptico en galaxias de
disco proviene de ondas de densidad en los discos, que comprimen el medio interestelar. La compresión
origina la formación estelar sobre las crestas de las ondas. Las observaciones en el NIR, al trazar la
distribución de masa, se emplean para estudiar estas ondas de densidad. Así, las imágenes en el NIR han
revelado que el ritmo de formación estelar es directamente proporcional a la densidad del gas interestelar.
Además, las observaciones en el NIR de la distribución de masas y los procesos de formación estelar
observados en el TIR y FIR pueden combinarse para estudiar la evolución química de las galaxias.
37
Los procesos de formación estelar pueden contribuir a la emisión de altas energías de galaxias peculiares
(p.e., Markarian 171). Estas galaxias sufren una formación estelar acelerada en la que el ritmo de
formación excede ampliamente el de regiones de formación estelar “normales” en nuestra propia galaxia.
Probablemente, estos procesos reflejan una fase transitoria en la evolución de la galaxia, o son el
resultado de interacciones entre galaxias. Se cree que la propagación de un frente de choque, originado
por la interacción, en el medio interestelar puede acelerar expectacularmente el ritmo de formación de
estrellas en la galaxia..
Protogalaxias
Observando a mayores distancias, vemos objetos cada vez más jóvenes. En principio, es posible observar
la evolución del Universo directamente. La expansión del Universo produce que el corrimiento al rojo (z)
indique las diferentes épocas que observamos:
z + 1 = λ(obs) / λ(emitido) = R(obs) / R(emitido)
en donde los valores de R son medidas del tamaño del universo en las épocas de observación y de emisión
de la luz.
Se cree que el origen de las galaxias se sitúa entre a z+1=5 y 1000. Se observan cuasares a z>4, lo que
impone un límite inferior para la formación de galaxias, mientras que las observaciones del fondo
cósmico de microondas muestran que las galaxias aún no se habían formado a z ≈ 1000.
Se espera que en las fases tempranas de la evolución galáctica, estos sistemas sean muy luminosos, ya que
la primera generación de estrellas debería contener un número elevado de estrellas masivas y luminosas.
Estas estrellas producirían la mayor parte de su energía en el ultravioleta (λ≤0.1 µm). Si las estrellas están
rodeadas de nubes de hidrógeno, la transferencia de la radiación a través del gas degradaría la luz
ultravioleta a fotones Lyman α. Para z>10, estos fotones serían observables en el NIR. Por tanto, esta
región espectral es el lugar apropiado para observar galaxias en la primera fase de formación estelar.
Observaciones ultravioletas
Las observaciones ultravioletas (UV) de galaxias revelan principalmente el contenido en gas caliente. Las
variaciones en la distribución de este gas de una galaxia a otra, en comparación con la distribución de
estrellas y materia interestelar más frías, proporcionan información sobre los ritmos de formación estelar
y la historia evolutiva de las galaxias. Además, las observaciones en el UV proporcionan información
sobre el material interestelar que ocasiona la extinción y la reflexión de luz proveniente de las estrellas
más calientes.
Los núcleos activos de galaxias muestran actividad muy energética en sus regiones centrales, que a
menudo supera ampliamente a lo que se puede esperar incluso de las estrellas más masivas. Estos objetos
emiten grandes cantidades de energía en todas las regiones espectrales, incluido el UV. Las emisiones
más energéticas se supone que están más estrechamente relacionadas con la fuente de energía central.
38
Se han obtenido datos fotométricos y espectrofotométricos de galaxias en el UV con los satélites OAO-2
y, con mayor sensibilidad, con el IUE. Actualmente, el HST también puede observar en esta región
espectral. La mayor resolución espacial y sensibilidad de los instrumentos a bordo del HST proporcionan
información más detallada de las estrellas y nebulosas en otras galaxias y núcleos activos.
Fuentes de rayos X extragalácticas
Aunque se había supuesto la presencia de fuentes extragalácticas emisoras de rayos X, hasta las
observaciones por el satélite UHURU de fuentes individuales en las Nubes de Magallanes, emisión de
rayos X integrada de M31, de cúmulos de galaxias y de núcleos activos, no se había conseguido discernir
fuentes con un origen extragaláctico seguro. Sin embargo, los estudios más detallados tanto en imagen
como espectrales tuvieron que esperar a los satélites HEAO-1 y, en especial, al Observatorio Einstein
(OE).
Galaxias y cúmulos de galaxias
Las observaciones con Einstein de M31 mostraron que muchas fuentes de rayos X de esta galaxia estaban
asociadas con imágenes ópticas de cúmulos globulares, y la región nuclear de esta galaxia se resolvió en
un centenar de fuentes de rayos X. Estas fuentes son, generalmente, estrellas binarias muy cercanas. Su
distribución en M31 es mucho más concentrada en el núcleo galáctico que la de nuestra propia galaxia.
Para galaxias espirales, se ha encontrado una correlación entre la emisión de rayos X y la emisión en
óptico y en radio, lo que hace suponer que la distribución de binarias compactas de rayos X está
relacionada con las distribuciones de mas y de partículas de alta energía (rayos cósmicos) en estas
galaxias. La luminosidad total de las fuentes que pueden resolverse (sin contar el núcleo de la galaxia, que
puede emitir grandes cantidades de energía en rayos X), está típicamente en el rango entre 1039 y 1041
erg/s.
Los halos de las galaxias elípticas, que se supone que son deficientes en gas, son fuentes difusas de
rayos X blandos (Forman y Jones). Esta emisión puede producirse por gas caliente expulsado de estrellas
gigantes evolucionadas. Cuando se calcula la masa necesaria para que este gas permanezca ligado a la
galaxia, se observa que excede ampliamente la masa inferida a partir de las estrellas de la galaxia.
Algunas galaxias elípticas gigantes que se encuentran en los centros de cúmulos de galaxias parecen
acretar gas caliente del cúmulo circundante. Este fenómeno se observa como una emisión de rayos X
blandos proveniente del centro del cúmulo, y se le denomina cooling flow. El gas caliente acaba
colapsando en el objeto compacto situado en el centro de la galaxia y se hace lo suficientemente denso
para permitir un enfriamiento muy rápido. Otros resultados de este proceso son la emisión de líneas
ópticas intensas y emisión en radio.
El gas difuso caliente que rellena los cúmulos de galaxias, y que emite también en rayos X, fue
descubierto con el satélite UHURU. El espectro de esta emisión muestra un origen térmico, con
temperaturas típicas de 3 a 8 keV y luminosidades de hasta 1045 erg/s. Las imágenes obtenidas con
Einstein han permitido cartografiar el campo gravitatorio de estos cúmulos. Se ha encontrado nuevamente
39
que la masa inferida a partir de la luminosidad de las galaxias individuales no es suficiente para mantener
el gas y el cúmulo ligados gravitatoriamente.
Las observaciones en rayos X pueden indicar el origen del gas de los cúmulos galácticos. Si el espectro
del gas muestra emisión de elementos pesados tales como hierro, el gas debe haber sido expelido de las
propias galaxias. La ausencia de líneas de emisión de hierro lejos de las galaxias que conforman el
cúmulo, indicaría que el gas puede ser primordial, probablemente relacionado con la nube de gas que dio
origen a las propias galaxias. Aunque los detectores del satélite HEAO-1 han puesto de manifiesto en la
emisión total de los cúmulos de galaxias una cantidad sustancial de hierro, la falta de resolución espacial
impide saber si el Fe está distribuido en las regiones entre galaxias o únicamente en las galaxias.
Desgraciadamente, el OE no puede llevar a cabo este estudio dado que carece de la resolución espectral
apropiada y su respuesta en energías no alcanza las líneas de Fe (6.7 keV).
Núcleos activos de galaxias
Se ha podido comprobar que muchos AGN emiten una fracción importante de su energía como rayos X
duros o blandos. Los AGN más brillantes en rayos X (bien sea por su luminosidad intrínseca o por su
relativa cercanía) fueron detectados por el satélite UHURU, aunque sólo el OE alcanza los niveles de
sensibilidad suficientes para un estudio detallado de estas y otras fuentes menos brillantes. El núcleo de
estos objetos es por mucho el principal emisor de rayos X, pero también se detecta emisión en la galaxia
huésped o en jets asociados al núcleo.
La emisión en rayos X de los AGN es variable en escalas de tiempo muy cortas (horas, incluso minutos
para objetos BL Lac), lo que implica regiones de emisión muy pequeñas que deben estar asociadas al
objeto compacto central. Las variaciones en óptico y radio, en general, suelen producirse en escalas de
tiempo mayores, lo que indica que los rayos X se producen en una región más próxima a la fuente central,
que puede estar oscurecida por gas y polvo para otras longitudes de onda.
El espectro en rayos X de los AGN es no térmico (aunque puede haber cierta contribución térmica) y
puede estar conectado con la producción de partículas muy energéticas cerca del objeto compacto. Los
modelos para la emisión no térmica de rayos X en los AGN se basan en la aceleración de electrones a
altas energías que emiten desde radio hasta rayos X blandos a través de un proceso sincrotrón. Estos
electrones relativistas están confinados a una región pequeña con una alta densidad de fotones de origen
sincrotrón emitidos por los mismos electrones. Por lo tanto, existe bastante probabilidad de que estos
electrones dispersen estos fotones o incluso fotones de origen térmico (efecto Compton inverso). Este
proceso ocasionaría la producción de fotones de energías todavía mayores, por encima de los 100 keV
(rayos X duros).
También se detecta un fondo de rayos X proveniente de todas las direcciones del espacio. Este fondo fue
descubierto con los primeros detectores a bordo de cohetes. Se cree que la componente principal de este
fondo es la emisión en rayos X de todos los AGN. A energías por debajo de 40 keV, esta radiación es
isotrópica hasta un nivel del 2%.
40
Rayos gamma
Cuando se sustrae la radiación gamma difusa del plano de nuestra galaxia a energías mayores de 35 MeV,
permanece una radiación difusa isotrópica, llamada radiación extragaláctica difusa de rayos gamma.
Puesto que al menos el 20% de las galaxias Seyfert I observadas por UHURU y el cohete Ariel 5 emiten
rayos X ente 2 y 10 keV (y en casi todas las galaxias Seyfert I observadas por el OE se detectó rayos X
blandos), enseguida se pensó que la radiación difusa en rayos gamma también podía tener un origen
extragaláctico, y que su origen se podía encontrar en las galaxias Seyfert. Estas galaxias tienen un
espectro de energías bastante plano, por lo que ya se había especulado que su emisión en rayos gamma
debía ser muy importante. Igualmente, se esperaba que los cuasares y los objetos BL Lac emitieran
abundantemente en rayos gamma, por la misma razón.
La radiación isotrópica difusa en rayos X duros domina incluso a la radiación difusa de nuestra galaxias.
A energías mayores, entre 1 y 10 MeV, la mayor parte de la radiación tiene un origen extragaláctico. Esta
radiación parece tener una distribución energética con una joroba (bump) a unos cuantos MeV cuyo
origen se atribuyó a las galaxias Seyfert. Extrapolando la radiación difusa entre 20 y 300 MeV, se observa
que se conecta bien con la radiación anterior. Sin embargo, a energías >100 MeV, la radiación de nuestra
galaxia vuelve a ser dominante.
Entre el 15 de noviembre de 1972 y junio de 1973 se realizaron observaciones con el satélite SAS 2 (Carl
Fichtel, Don Kniffen, David Thompson, Robert Hartman y otros). Estas observaciones indicaron
solamente límites superiores para la emisión de las Seyfert, considerablemente por debajo de los valores
extrapolados de la emisión en rayos X. Esta caída del espectro de emisión entre rayos X y rayos gamma
es una propiedad de las Seyfert y de otros AGN. Sin embargo, las observaciones con COS B detectaron
emisión de rayos gamma en el cuasar 3C 273, aunque también se requiere una caída del espectro entre los
rayos X y rayos gamma con energías superiores a 100 MeV en este objeto.
Las observaciones en rayos gamma de objetos BL Lac muestran que, al menos algunos de ellos, emiten la
mayor parte de su energía en esta región espectral, y que esta emisión varía rápidamente. La producción
de rayos gamma estar asociada a procesos extremadamente energéticos, como el de aniquilación de
positrones (línea de 0.51 MeV), procesos libre-libre de electrones de muy altas energías, y decaimiento de
mesones π0.
Formación y evolución galáctica
Formación de las galaxias y grandes estructuras
En el modelo del Big Bang, la descripción más simple de la formación de una galaxia es el colapso
gravitatorio de fluctuaciones de densidad (perturbaciones) suficientemente grandes como para
permanecer ligadas después de la recombinación de materia en el Universo primitivo. Al principio, los
átomos estaban ionizados y la dispersión por electrones era muy importante. La presión de radiación
impedía el crecimiento y formación de las perturbaciones. En este estado el Universo se dice que estaba
dominado por la radiación. Después, a medida que el Universo se expandía y se enfriaba, la materia y la
radiación se fueron desacoplando. Los protones y partículas α se recombinaron con electrones para
41
formar átomos de H y de He, y el Universo se hizo transparente a la radiación. El Universo cambió su
estado al de dominado por la materia. En este nuevo estado, la fuerza gravitatoria se hace más importante
que la presión de radiación y permite el crecimiento de fluctuaciones estadísticas de densidad y
turbulencia. La reliquia del primitivo campo de radiación es el fondo cósmico de microondas, predicho
por Gamow en la década de los 50 y detectado por Penzias y Wilson en 1965, y es el residuo de la
radiación que se escapó tras el desacoplamiento entre materia y radiación.
En este esquema, la materia antes del desacoplamiento estaba distribuida homogénea y uniformemente,
pues el campo de radiación suavizaba cualquier perturbación. Después del desacoplamiento, se formaron
fluctuaciones estadísticas de densidad y turbulencia cuyas amplitudes fueron creciendo hasta llegar a
fragmentar estas fluctuaciones. Si los resultados de esta fragmentación eran suficientemente grandes, la
fuerza gravitatoria era capaz de mantener ligados los sistemas fragmentarios, y forzar su colapso para
formar cúmulos globulares, galaxias y estructuras aún mayores. Jeans propuso en 1928 un criterio muy
simple para el colapso de una nube gaseosa. La nube colapsa si la fuerza de gravedad supera a la presión
interna, lo que ocurre si la nube tiene un tamaño mayor que la longitud de onda de Jeans:
λJ = cs (π/Gρ)1/2
en donde cs es la velocidad del sonido en el medio, y ρ es la densidad de este medio. La velocidad del
sonido en la época de radiación viene dada por:
cs ≈ c
3
y después de la recombinación por :
c s = (5kT 3m p )
1/ 2
La masa de Jeans es la masa de la nube, y viene dada por:
(
M J ≈ ρλ3J ≈ c x3 G 3 / 2 ρ 1 / 2
)
Antes de la recombinación, esta masa era del orden de 1015 M~, que es comparable a la masa de un
cúmulo de galaxias. Después de la recombinación, la masa de Jeans disminuyó hasta un orden de 106 M~,
que es del orden de la de un cúmulo globular. La amplitud (δρ/ρ) necesaria para que la fluctuación
permanezca gravitatoriamente ligada y colapse depende de la densidad media del Universo. La razón
entre las densidades de masa actual y la necesaria para que el Universo colapse, Ω, viene dada por:
(
Ω = 8πGρ 3H 02
)
en donde H0 es la constante de Hubble. Si Ω es grande (≈1), se pueden colapsar perturbaciones pequeñas.
En la década de los 70, los trabajos sobre la existencia y formación de estructura grandes en el Universo
puso de manifiesto que su formación y la de las galaxias se debían contemplar conjuntamente. Peebles y
sus colaboradores introdujeron la descripción de los cúmulos en términos de funciones de correlación de
bajo orden. La función de correlación de dos puntos, ξ(r), se define como:
42
δP = N[1 + ξ(r)] δV
en donde δP es la probabilidad de encontrar una galaxia en un volumen δV, a una distancia r de otra
galaxia. El valor de N es la densidad numérica media de galaxias. La función de correlación de dos
puntos puede aproximarse mediante una ley de potencias de la forma:
ξ(r) = (r/r0)-γ
con el índice y longitud de correlación (amplitud) con valores:
γ = 1.8
r0 = 5 h-1 Mpc
y
donde h es la constante de Hubble en unidades de 100 km s-1 Mpc-1. La distribución de galaxias a muy
gran escala muestra que existen vacíos enormes (Voids) casi sin materia y que la mayoría de las galaxias
se encuentran en grandes y extensas estructuras filamentosas o formando paredes, o bien en cúmulos más
densos.
Inicialmente se propusieron dos teorías para explicar la formación de galaxias y las estructuras a gran
escala del Universo. La más antigua es la de inestabilidades gravitatorias y acumulamiento jerárquico
propuesta por Peebles. En este modelo, primero se forman galaxias que después se van ligando
gravitatoriamente formando cúmulos. Sin embargo, el modelo no es capaz de explicar las estructuras
mayores dado que el Universo no es lo suficientemente viejo para haber permitido a la gravedad formar
estructuras tan grandes como las observadas. Por el contrario, la teoría del pancake plantea la hipótesis de
que las perturbaciones iniciales crecieron adiabáticamente. En este modelo las estructuras mayores se
crearon antes, y se fragmentaron para formar galaxias. Si existía materia no disipativa, como por ejemplo
neutrinos con masa, el colapso se tuvo que producir primero en una dirección, formándose sistemas
aplanados o “pancake”. Los modelos basados en este esquema explican mejor las grandes estructuras
observadas, pero tienen dificultades para explicar las velocidades relativas de las galaxias. La corriente de
Hubble o expansión del Universo es bastante fría (velocidades aleatorias pequeñas), lo que se pone de
manifiesto de las observaciones de galaxias solitarias, alejadas de cúmulos, que se mueven muy
lentamente con respecto a la corriente (σ<350 km/s).
Además de los modelos vistos anteriormente, también se formularon otras teorías alternativas, como la
propuesta por Ostriker y Cowie. Según este modelo, una generación de estrellas muy masivas se formó
antes que las galaxias. Al alcanzar el estado de supernova, estas estrellas produjeron ondas de choques
que barrieron y comprimieron el material poco después de la fase de recombinación. Este material
comprimido se fragmentó y los fragmentos colapsaron para formar galaxias.
Todas estas teorías tienen un problema común, y es que las perturbaciones aparecidas después de la fase
de recombinación deberían observarse fácilmente en el fondo cósmico de microondas, en escalas
angulares de unos cuantos minutos de arco. Las perturbaciones observadas en el fondo cósmico, sin
embargo, son demasiado pequeñas para sostener estas teorías. La teoría más aceptada en la actualidad es
la de la inflación. Según esta teoría, la dinámica del Universo temprano estaba dominada por procesos
descritos por las Teorías de la Gran Unificación (GUT). Estas teorías proponen que el Universo pasó por
43
una fase de gran inflación (expansión) a una edad de ~10-35 s después del Big Bang. Las fluctuaciones en
esta edad tan temprana fueron hinchadas a escalas que no pudieron disolverse y sobrevivieron a la fase
anterior al desacoplamiento entre materia y radiación. Estos modelos predicen que Ω tiene un valor casi
exactamente igual a la unidad.
Evolución de la población
La apariencia de las galaxias cambia debido a la evolución de las poblaciones estelares. Las
características de las estrellas varían con el tiempo, y nuevas estrellas se van formando en la galaxia. De
alguna manera, la apariencia de una galaxia es un reflejo de la historia de la formación de todas las
estrellas que la componen y de la evolución de su contenido en gas.
Después de la formación de la galaxia, las estrellas más masivas de la primera generación evolucionaron
muy rápidamente. La escala de tiempo de evolución de una estrella de, por ejemplo, 100 M~ es de unos
pocos millones de años, mientras que una estrella de 1 M~ evoluciona en 1010 años. Los elementos
pesados formados en los núcleos de estas estrellas pasaron al medio interestelar después de la fase de
supernova, enriqueciendo el medio con metales. Las estrellas formadas con posterioridad a partir de este
medio tienen una metalicidad 103 ó 104 veces mayor que las de la primera generación.
Se supone que en las galaxias elípticas sólo hubo una generación de estrellas. Solamente un fracción muy
pequeña de estas galaxias muestra actualmente signos de formación estelar. Se supone que estas galaxias
se van haciendo cada vez menos brillantes y más rojas. La luz que emiten está dominada por las gigantes
rojas, que son estrellas que han abandonado recientemente la secuencia principal. El número total de estas
estrellas en una galaxia elíptica es una función que decrece lentamente para una función inicial de masa
dada por el índice espectral de Salpeter. Las gigantes rojas en las galaxias elípticas son estrellas entre 0.5
y 1 M~.
Figura 12. Evolución de luminosidad y color para
dos modelos de galaxias. (a) El color U-B representa
las diferencias logarítmicas (en magnitudes), entre
dos bandas espectrales de aproximadamente 800 Å
de anchura y centradas en 3600 Å (U) y 4400 Å (B).
Cuanto más negativo sea U-B, más azul es la fuente
luminosa. (b) La variable MV es la magnitud visual
absoluta. El modelo A tiene un ritmo de formación
estelar casi constante en el tiempo, típico de una
galaxia espiral. El modelo B tiene un ritmo de
formación estelar que decrece exponencialmente (15
exponentes e en 15 mil millones de años), típico en
galaxias elípticas y lenticulares que presentan un
ritmo de formación estelar muy pequeño en la
actualidad.
Por el contrario, las galaxias espirales e
irregulares tienen ritmos de formación estelar
más constantes en el tiempo. El gas en estos
sistemas está siendo utilizado más lentamente,
o tal vez se vea regenerado por gas nuevo que
44
cae sobre la galaxia. La formación estelar puede ser un fenómeno rápido y esporádico, favorecido por
colisiones con otras galaxias, paso de ondas espirales de densidad a través de regiones más densas, o
caídas significativas de gas en principio ajeno a la galaxia. Las propiedades fotométricas de estas galaxias
vienen determinadas por la razón de la cantidad actual de formación estelar a la historia de formación
estelar de la galaxia.
La historia evolutiva de las galaxias se modela asumiendo una función inicial de masas y parametrizando
el ritmo de formación de estrellas en términos de la masa o densidad de gas disponible, o en términos de
una función exponencial. La Figura 12 muestra ejemplos de evolución de color y luminosidad de una
galaxias elíptica y de una espiral. Estos modelos asumen un ritmo de formación estelar exponencialmente
decreciente:
ψ(t) ~ A e-βt
en donde β es el inverso del tiempo de decaimiento (β=0 para un ritmo de formación constante). Las
propiedades de las galaxias en la secuencia de Hubble pueden aproximarse mediante una distribución
continua de exponentes, desde ritmos de formación estelar constante para las galaxias Im y Sd, hasta
erupciones iniciales de formación estelar con poca o casi nula formación estelar posterior para las
galaxias E y S0.
Evolución dinámica
Hay varios procesos responsables de la evolución dinámica de las galaxias, tales como mareas
gravitatorias, colisiones y fusiones (mergers) con otras galaxias, y fricción dinámica. Si las galaxias se
encontraran uniformemente distribuidas en el espacio, la probabilidad Pi de que una galaxia tuviera una
interacción cercana o fusión con otra en un tiempo t sería:
Pi = π R 2 vret N t
en donde R es el tamaño de la galaxia, ⟨vret⟩ es la velocidad relativa media, y N es el número de densidad
de galaxias. Para las galaxias brillantes, R es aproximadamente 10 kpc (para H0=100 km s-1 Mpc-1), ⟨vret⟩
es aproximadamente 300 km/s y Pi<10-4 para el tiempo de Hubble. Sin embargo, las galaxias están
distribuidas en cúmulos, lo que aumenta significativamente la probabilidad de interacciones. De hecho,
se estima que aproximadamente el 10% de las galaxias muestran evidencia de haber sufrido alguna
interacción.
La observación directa de encuentros entre galaxias es, no obstante, relativamente rara. Algunos ejemplos
son la galaxia Rueda de Carro y galaxias de anillo. Toomre, entre otros, ha desarrollado modelos
detallados de encuentros entre galaxias que reproducen bien las estructuras y campos de velocidades
observados. Los encuentros a velocidades relativas altas producen efectos menores porque el tiempo de
interacción es menor y la componente estelar de las galaxias se cruzan sin apenas interaccionar. Los
encuentros tienen efectos mucho más importantes cuando las velocidades relativas son comparables o
menores que los campos de velocidades internas de las galaxias involucradas. Los efectos de encuentros
45
entre galaxias espirales aumentan si el sentido de rotación y los momentos angulares orbitales de las
galaxias están alineados. Las colisiones a altas velocidades, sin embargo, pueden haber barrido el gas de
galaxias de tipo temprano en los cúmulos, aunque otros mecanismos, tales como la ablación por el medio
caliente intracúmulo, pueden ser dominantes. Inicialmente se creyó que los encuentros de marea entre
protogalaxias fueron los responsables de los momentos angulares observados, pero las simulaciones
numéricas no reproducen estas observaciones.
También se propuso que las galaxias elípticas pueden ser el resultado de fusiones de galaxias espirales.
Esta hipótesis explica la gran cantidad de galaxias de tipo temprano que se observan en los cúmulos
grandes, en donde las interacciones de galaxias son más fáciles de que se produzcan. Sin embargo, tanto
las propiedades fotométricas como las poblaciones estelares de las galaxias elípticas son evidencias muy
poderosas contra esta hipótesis. Como en el caso de las colisiones y encuentros entre galaxias, la
eficiencia de las fusiones depende de las velocidades relativas. Cuando estas velocidades son pequeñas, la
probabilidad de fusión es mayor. Las velocidades radiales de dispersión en las galaxias inmersas en
cúmulos ricos es del orden de 1000 km/s, mucho mayor que la dispersión de velocidades interna de las
galaxias. La fricción dinámica puede tratarse como un caso especial de encuentro en el que un satélite
pierde energía orbital lentamente mientras se mueve en el halo de una galaxia más masiva. El satélite
produce una estela gravitatoria en el halo que lo va frenando lentamente. Este efecto fue descrito por
Chandrasekhar en 1960. Un objeto de mas M moviéndose a través de un halo de estrellas uniforme de
densidad volumétrica n con una velocidad v sufre un frenado:
dv dt = −4πG 2 Mnv −2 [φ (x ) − xφ ' ( x )] ln Λ
en donde φ es la función de error, x=2-1/2v/σ, y Λ es la razón entre los parámetros de impacto máximo y
mínimo considerados. La variable σ es la velocidad de dispersión de las estrellas del halo.
Las fusiones debidas a la fricción dinámica, así como a colisiones de galaxias masivas deben ocurrir
frecuentemente en las regiones centrales de los cúmulos ricos de galaxias, en donde una galaxia cD
situada en el mismo centro suele estar acompañada por un grupo numeroso de galaxias satélites. Estos
procesos podrían dar origen al halo extendido que se observa en las galaxias cD, así como a que la región
central no sea muy brillante, y al exceso de luminosidad relativa respecto a galaxias elípticas brillantes no
perturbadas.
Primeros resultados del HST
Con el HST se están llevando a cabo observaciones de cielo profundo para conocer la formación y
evolución dinámica de las galaxias. Estas imágenes muestran que las galaxias elípticas cuando el
Universo era mucho más joven eran muy parecidas a las actuales. Incluso fotométricamente, Mark
Dickinson ha encontrado que estas galaxias siguen mostrando colores rojo que denotan una población
antigua de estrellas (Figura 13). También Duccio Macchetto encuentra una distribución de luz similar a
las elípticas actuales en galaxias de hace 12 mil millones de años, esto es, cuando la edad del Universo era
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una décima parte de la edad actual (Figura 14). Estas observaciones apoyan la hipótesis de que estas
galaxias sufrieron un único evento de formación estelar violenta.
Con una exposición de 18h (Figura 13), Dickinson también se ha observado fragmentos galácticos
irregulares de hace 9 mil millones de años, sistemas distorsionados aparentemente fusionándose unos con
otros, galaxias enanas y otros objetos aún no determinados. Viendo hacia atrás en el tiempo, la diferencia
entre galaxias elípticas y espirales se va diluyendo (Figura 15). En muchas galaxias se observan dos
núcleos, posibles residuos de una fusión. Estas observaciones implican procesos evolutivos que pudieron
formar las estructuras observadas actualmente y, en particular, ayudar a la formación de galaxias de disco
o tal vez a despedazar algunas galaxias de disco recién formadas.
Las imágenes de cúmulos ricos obtenidas por Alan Dressler apuntan hacia esta última posibilidad (Figura
16). En los cúmulos ricos, las galaxias espirales recién formadas parecen estar descomponiéndose. Este
proceso se habría producido en los últimos 4 mil millones de años. Dressler ha observado numerosos
fragmentos en estos cúmulos que parecen ser restos de espirales, tal vez como consecuencia de
encuentros de marea. Las galaxias espirales tendrían una supervivencia muy amenazada en los cúmulos
ricos y densos. Por otro lado, hay evidencia en cúmulos más cercanos que el gas caliente del
intergaláctico puede barrer al gas de las galaxias de disco. También se ha apuntado la posibilidad de que
las galaxias de disco hayan perdido su manto de “materia oscura” mientras se desplazan por el medio
intergaláctico. Los modelos por computadora proporcionan evidencia de que el halo esférico de material
es necesario para estabilizar los discos delgados de estas galaxias.
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Figura 13. Cúmulo de galaxias distante. En esta imagen de cielo profundo de 18h de exposición tomada por Mark
Dickinson con el HST con la WFPC-2 el 15-6-94, se observan miles de galaxias débiles entre 5 y 12 mil millones de
años, hasta magnitud 29. Una parte de las galaxias de esta imagen pertenecen a un cúmulo a una distancia de 9 mil
millones de años luz. Aunque el campo de la imagen a esa distancia es de unos 2 millones de años luz, contiene
muchos objetos fragmentarios. Por comparación, la distancia entre nuestra galaxia y la de Andrómeda es también de
unos 2 millones de años luz, y el espacio entre ambas está prácticamente vacío. La imagen ampliada abajo y a la
derecha corresponde a la radiogalaxia 3C224, perteneciente al cúmulo (z=1.2). La imagen del centro a la derecha
muestra un par de galaxias elípticas, junto con unos pocos compañeros. Estas galaxias tienen una forma y distribución
luminosa similar a las elípticas actuales. Arriba a la derecha, algunos los objetos compactos de esta imagen se
parecen a las espirales actuales, aunque se ven con formas irregulares, distorsionadas y asimétricas, tal vez como
resultado de colisiones o encuentros cercanos con otras galaxias.
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Figura 14. Galaxias en el Universo joven. La imagen de la izquierda corresponde a una fotografía tomada desde
tierra de una región de la constelación de Sculptor. Obsérvese el pequeño tamaño angular de un grupo de galaxias
distante, aproximadamente una décima parte del tamaño de la Luna (~3’). Los miembros del grupo son tan débiles
que no son visibles en esta imagen. La imagen del centro, tomada por Duccio Macchetto y Mauro Giavalisco el
6-9-94 con la WFPC-2 a bordo del HST y con 4.7h de exposición (magnitud límite 28.5), muestra este grupo distante
12 mil millones de años luz. La luz que nos llega se emitió 2 mil millones de años después del Big Bang. El grupo
contiene 14 galaxias, pero también se observan otras galaxias de campo. El grupo está delante del cuasar Q0000-263.
La imagen ampliada de la derecha muestra una de las galaxias detectada en el grupo. Esta galaxia está situada 300
millones de años luz enfrente del cuasar y ya había sido detectada anteriormente porque absorbe cierta cantidad de
luz del cuasar. El espectro de esta galaxia revela un vigoroso proceso de formación estelar.
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Figura 15. Evolución galáctica. Esta secuencia de imágenes del HST de galaxias remotas, obtenidas por A. Dressler ,
M. Dickinson, D. Macchetto y M. Giavalisco, proporciona algunas claves de la evolución de las galaxias. La primera
columna a partir de la izquierda muestra galaxias espirales y elípticas tal como las vemos en la actualidad, 14 mil
millones de años después del Big Bang. Las galaxias elípticas contienen sólo estrellas viejas, mientras que en las
espirales se siguen formando estrellas. La segunda columna muestra galaxias cuando el Universo tenía 2/3 de la edad
actual. Las elípticas son similares a las actuales. En cambio, algunas espirales tienen un aspecto más inconsistente,
con brazos desdibujados en los que se forman nuevas estrellas. La población espiral aparece más distorsionada debido
posiblemente a efectos dinámicos que tienen lugar en cúmulos densos. La tercera columna, muestra estructuras
espirales más vagas y distorsionadas cuando el Universo tenía 1/3 de la edad actual. Estas galaxias no tienen la
simetría que muestran las espirales actuales, y muestran grumos irregulares de formación estelar violenta. Por el
contrario, las galaxias elípticas son muy parecidas a las actuales. La cuarta columna muestra objetos de cuando la
edad del Universo era 1/10 de la actual. La distinción entre galaxias espirales y elípticas en esa época es difícil. Sin
embargo, el objeto de más arriba tiene un perfil de luminosidad correspondiente a una elíptica madura. Por tanto, las
elípticas se formaron en una época muy temprana, mientras las espirales continúan evolucionando.
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Figura 16. Imagen de cielo profundo. Esta imagen, obtenida por Alan Dressler entre el 10 y el 12-1-94, con la
WFPC-2 a bordo del HST, corresponde a la región central del cúmulo de galaxias CL 0939+4713. Cuando se emitió
la luz que observamos, el Universo tenía una edad de 2/3 la actual. Obsérvese que muchas de las espirales tiene
aspecto irregular, probablemente como consecuencia de la interacción con otros objetos del cúmulo. También se
observan fragmentos de galaxias dispersos por todo el cúmulo. En aquella época, el número relativo de galaxias
espirales era mayor que el que observamos en los cúmulos más cercanos. Muchas de estas espirales debieron
desaparecer como consecuencia de interacciones y fusiones con otras galaxias.
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