Galaxia

Una galaxia es un sistema de estrellas , remanentes estelares , gas interestelar , polvo y materia oscura unidos por la gravedad . ^{[1] [2]} La palabra se deriva del griego galaxias ( γαλαξίας ), literalmente 'lechoso', una referencia a la Vía Láctea que contiene el Sistema Solar . Las galaxias, con un promedio estimado de 100 millones de estrellas, ^[3] varían en tamaño desde enanas con menos de mil estrellas, ^[4] hasta las galaxias más grandes conocidas : supergigantes con cien billones de estrellas, cada una orbitando el centro de masa de su galaxia . La mayor parte de la masa en una galaxia típica está en forma de materia oscura , con solo un pequeño porcentaje de esa masa visible en forma de estrellas y nebulosas. Los agujeros negros supermasivos son una característica común en los centros de las galaxias.

Las galaxias se clasifican según su morfología visual como elípticas , ^[5] espirales o irregulares . ^[6] La Vía Láctea es un ejemplo de galaxia espiral. Se estima que existen entre 200 mil millones ^[7] (2 × 10 ¹¹ ) a 2 billones ^[8] de galaxias en el universo observable . La mayoría de las galaxias tienen entre 1.000 y 100.000 parsecs de diámetro (aproximadamente entre 3.000 y 300.000 años luz ) y están separadas por distancias del orden de millones de parsecs (o megaparsecs). A modo de comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 26.800 parsecs (87.400 años luz) ^{[9] [a]} y está separada de la Galaxia de Andrómeda , su vecina grande más cercana, por poco más de 750.000 parsecs (2,5 millones de años luz). ^[12]

El espacio entre las galaxias está lleno de un gas tenue (el medio intergaláctico ) con una densidad media de menos de un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están organizadas gravitacionalmente en grupos , cúmulos y supercúmulos . La Vía Láctea es parte del Grupo Local , que domina junto con la Galaxia de Andrómeda . El grupo es parte del Supercúmulo de Virgo . En la escala más grande , estas asociaciones generalmente están organizadas en láminas y filamentos rodeados de inmensos vacíos . ^[13] Tanto el Grupo Local como el Supercúmulo de Virgo están contenidos en una estructura cósmica mucho más grande llamada Laniakea . ^[14]

La palabra galaxia fue tomada prestada del francés y del latín medieval del término griego para la Vía Láctea, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) ^{[15] [16]} 'lechoso (círculo)', llamado así por su apariencia como una banda de luz lechosa en el cielo. En la mitología griega , Zeus coloca a su hijo, nacido de una mujer mortal, el infante Heracles , sobre el pecho de Hera mientras ella duerme para que el bebé beba su leche divina y así se vuelva inmortal. Hera se despierta mientras amamanta y luego se da cuenta de que está amamantando a un bebé desconocido: empuja al bebé, un poco de su leche se derrama y produce la banda de luz conocida como la Vía Láctea. ^{[17] [18]}

En la literatura astronómica, la palabra "galaxia" con mayúscula se utiliza a menudo para referirse a la Vía Láctea , para distinguirla de las demás galaxias del universo observable . El término inglés Vía Láctea se remonta a una historia de Geoffrey Chaucer de alrededor  de 1380 :

Mira allá, he aquí la Galaxia
 que los hombres llaman la Vía Láctea ,
 pues es por eso que existe.

—  Geoffrey Chaucer, La casa de la fama ^[16]

Las galaxias fueron descubiertas inicialmente con telescopios y se las conocía como nebulosas espirales . La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII y XIX las consideraban cúmulos estelares no resueltos o nebulosas anagalácticas , y se pensaba que eran simplemente parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones con telescopios más grandes de unas pocas galaxias brillantes cercanas, como la galaxia de Andrómeda , comenzaron a resolverlas en enormes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en la aparente debilidad y la gran población de estrellas, las distancias reales de estos objetos los ubicaban mucho más allá de la Vía Láctea. Por esta razón, se los llamó popularmente universos isla , pero este término cayó rápidamente en desuso, ya que la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, se los conoció simplemente como galaxias. ^[19]

Se han catalogado millones de galaxias, pero sólo unas pocas tienen nombres bien establecidos, como la galaxia de Andrómeda , las Nubes de Magallanes , la galaxia del Remolino y la galaxia del Sombrero . Los astrónomos trabajan con números de ciertos catálogos, como el catálogo Messier , el NGC ( Nuevo Catálogo General ), el IC ( Catálogo Índice ), el CGCG ( Catálogo de Galaxias y de Cúmulos de Galaxias ), el MCG ( Catálogo Morfológico de Galaxias ), el UGC ( Catálogo General de Galaxias de Uppsala) y el PGC ( Catálogo de Galaxias Principales , también conocido como LEDA). Todas las galaxias conocidas aparecen en uno o más de estos catálogos, pero cada vez con un número diferente. Por ejemplo, Messier 109 (o "M109") es una galaxia espiral que tiene el número 109 en el catálogo de Messier. También tiene las designaciones NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269–023, MCG +09-20-044 y PGC 37617 (o LEDA 37617), entre otras. ^[20] Millones de galaxias más débiles son conocidas por sus identificadores en estudios del cielo como el Sloan Digital Sky Survey . ^[21]

El filósofo griego Demócrito (450-370 a. C.) propuso que la banda brillante del cielo nocturno conocida como Vía Láctea podría estar formada por estrellas distantes. ^{[22] Sin embargo,} Aristóteles (384-322 a. C.) creía que la Vía Láctea era causada por "la ignición de la exhalación ardiente de algunas estrellas que eran grandes, numerosas y cercanas entre sí" y que la "ignición tiene lugar en la parte superior de la atmósfera , en la región del Mundo que es continua con los movimientos celestiales ". ^[23] El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c.  495-570 d. C.) fue crítico de esta visión, argumentando que si la Vía Láctea era sublunaria (situada entre la Tierra y la Luna) debería aparecer diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra, y que debería tener paralaje , lo cual no tenía. En su opinión, la Vía Láctea era celestial. ^[24]

Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Ibn al-Haytham (965-1037) hizo el primer intento de observar y medir la paralaje de la Vía Láctea, ^[25] y así "determinó que debido a que la Vía Láctea no tenía paralaje, debía estar alejada de la Tierra, no perteneciente a la atmósfera". ^[26] El astrónomo persa al-Biruni (973-1048) propuso que la galaxia de la Vía Láctea era "una colección de innumerables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". ^[27] El astrónomo andaluz Avempace ( f. 1138) propuso que estaba compuesta de muchas estrellas que casi se tocaban entre sí, y parecían ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, ^{[23] [28]} citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte como evidencia de que esto ocurría cuando dos objetos estaban cerca. ^{[23] En el siglo XIV,} Ibn Qayyim al-Jawziyya, nacido en Siria, propuso que la Vía Láctea era "una miríada de pequeñas estrellas apiñadas en la esfera de las estrellas fijas". ^[29]

La prueba real de que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas llegó en 1610 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei usó un telescopio para estudiarla y descubrió que estaba compuesta por una gran cantidad de estrellas débiles. ^{[30] [31]} En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright , en su Una teoría original o nueva hipótesis del universo , especuló correctamente que podría ser un cuerpo giratorio de una gran cantidad de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales , similar al Sistema Solar pero a una escala mucho mayor, y que el disco de estrellas resultante podría verse como una banda en el cielo desde una perspectiva dentro de él. ^{[b] [33] [34]} En su tratado de 1755, Immanuel Kant elaboró ​​​​sobre la idea de Wright sobre la estructura de la Vía Láctea. ^[35]

El primer proyecto para describir la forma de la Vía Láctea y la posición del Sol fue emprendido por William Herschel en 1785 contando el número de estrellas en diferentes regiones del cielo. Produjo un diagrama de la forma de la galaxia con el Sistema Solar cerca del centro . ^{[36] [37]} Utilizando un enfoque refinado, Kapteyn en 1920 llegó a la imagen de una pequeña galaxia elipsoide (diámetro de unos 15 kiloparsecs) con el Sol cerca del centro. Un método diferente de Harlow Shapley basado en la catalogación de cúmulos globulares condujo a una imagen radicalmente diferente: un disco plano con un diámetro de aproximadamente 70 kiloparsecs y el Sol lejos del centro. ^[34] Ambos análisis no tuvieron en cuenta la absorción de luz por el polvo interestelar presente en el plano galáctico ; pero después de que Robert Julius Trumpler cuantificara este efecto en 1930 estudiando cúmulos abiertos , surgió la imagen actual de la galaxia Vía Láctea. ^[38]

Unas pocas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles en una noche oscura a simple vista , incluyendo la Galaxia de Andrómeda , la Gran Nube de Magallanes , la Pequeña Nube de Magallanes y la Galaxia del Triángulo . En el siglo X, el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi hizo la primera identificación registrada de la Galaxia de Andrómeda, describiéndola como una "pequeña nube". ^[39] En 964, probablemente mencionó la Gran Nube de Magallanes en su Libro de las estrellas fijas , refiriéndose a "Al Bakr de los árabes del sur", ^[40] ya que en una declinación de aproximadamente 70° sur no era visible donde él vivía. No fue bien conocida por los europeos hasta el viaje de Magallanes en el siglo XVI. ^{[41] [40]} La Galaxia de Andrómeda fue observada más tarde de forma independiente por Simon Marius en 1612. ^[39]

En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg, en sus Principia, especuló que podría haber otras galaxias fuera que se formaron en cúmulos galácticos que eran partes minúsculas del universo que se extendían mucho más allá de lo que se podía ver. Estas opiniones "son notablemente cercanas a las opiniones actuales sobre el cosmos". ^[42] En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjeturó que algunos objetos similares a nebulosas eran colecciones de estrellas con propiedades únicas, incluido un brillo que excedía la luz que sus estrellas producían por sí mismas, y repitió la opinión de Johannes Hevelius de que los puntos brillantes eran masivos y aplanados debido a su rotación. ^[35] En 1750, Thomas Wright especuló correctamente que la Vía Láctea era un disco aplanado de estrellas, y que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno podrían ser Vías Lácteas separadas. ^{[34] [43]}

A finales del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía los 109 objetos celestes más brillantes que tenían apariencia nebulosa. Posteriormente, William Herschel recopiló un catálogo de 5000 nebulosas. ^[34] En 1845, Lord Rosse examinó las nebulosas catalogadas por Herschel y observó la estructura espiral del objeto Messier M51 , ahora conocido como la Galaxia del Remolino. ^{[44] [45]}

En 1912, Vesto M. Slipher realizó estudios espectrográficos de las nebulosas espirales más brillantes para determinar su composición. Slipher descubrió que las nebulosas espirales tienen grandes desplazamientos Doppler , lo que indica que se mueven a una velocidad superior a la de las estrellas que había medido. Descubrió que la mayoría de estas nebulosas se alejan de nosotros. ^{[46] [47]}

En 1917, Heber Doust Curtis observó la nova S Andromedae dentro de la «Gran Nebulosa de Andrómeda », como se conocía entonces a la galaxia de Andrómeda, el objeto Messier M31 . Al buscar en el registro fotográfico, encontró 11 novas más . Curtis se dio cuenta de que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que se produjeron dentro de esta galaxia. Como resultado, pudo llegar a una estimación de la distancia de 150.000  parsecs . Se convirtió en un defensor de la llamada hipótesis de los «universos isla», que sostiene que las nebulosas espirales son en realidad galaxias independientes. ^[48]

En 1920 tuvo lugar un debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis , el Gran Debate , sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones del universo. Para apoyar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es una galaxia externa, Curtis observó la aparición de bandas oscuras que se asemejaban a las nubes de polvo de la Vía Láctea, así como el significativo desplazamiento Doppler. ^[49]

En 1922, el astrónomo estonio Ernst Öpik proporcionó una determinación de distancia que apoyó la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es de hecho un objeto extragaláctico distante. ^[50] Utilizando el nuevo telescopio Mt. Wilson de 100 pulgadas , Edwin Hubble pudo resolver las partes externas de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales e identificó algunas variables Cefeidas , lo que le permitió estimar la distancia a las nebulosas: eran demasiado distantes para ser parte de la Vía Láctea. ^[51] En 1926, Hubble produjo una clasificación de la morfología galáctica que se utiliza hasta el día de hoy. ^{[52] [53]}

Los avances en astronomía siempre han estado impulsados ​​por la tecnología. Después de siglos de éxito en astronomía óptica , se intentó la astronomía infrarroja en la década de 1830, pero recién floreció a principios de 1900. La radioastronomía nació en la década de 1930 y maduró en las décadas de 1950 y 1960. El problema era que el aire solo permite el paso de la luz visible y las ondas de radio, con un poco de infrarrojo cercano. El primer telescopio ultravioleta se lanzó en 1968 y desde entonces ha habido un gran progreso en todas las regiones del espectro electromagnético . ^[54]

El polvo presente en el medio interestelar es opaco a la luz visible. Es más transparente al infrarrojo lejano , que puede utilizarse para observar las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos con gran detalle. ^[55] El infrarrojo también se utiliza para observar galaxias lejanas desplazadas hacia el rojo que se formaron mucho antes. El vapor de agua y el dióxido de carbono absorben una serie de porciones útiles del espectro infrarrojo, por lo que se utilizan telescopios de gran altitud o espaciales para la astronomía infrarroja . ^[56]

El primer estudio no visual de las galaxias, en particular de las galaxias activas, se realizó utilizando frecuencias de radio . La atmósfera de la Tierra es casi transparente a la radio entre 5  MHz y 30 GHz. La ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango. ^[57] Se han utilizado grandes interferómetros de radio para mapear los chorros activos emitidos por los núcleos activos.

Los telescopios de rayos X y ultravioleta permiten observar fenómenos galácticos de alta energía. A veces se observan llamaradas ultravioleta cuando una estrella de una galaxia distante se desgarra por las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. ^[58] La distribución de gas caliente en los cúmulos galácticos se puede cartografiar mediante rayos X. La existencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias se confirmó mediante astronomía de rayos X. ^[59]

En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable a partir del gas de hidrógeno atómico interestelar ; ^[61] y en 1951 se observó. Esta radiación no se ve afectada por la absorción de polvo, por lo que su desplazamiento Doppler se puede utilizar para mapear el movimiento del gas en esta galaxia. Estas observaciones llevaron a la hipótesis de una estructura de barra giratoria en el centro de esta galaxia. ^[62] Con radiotelescopios mejorados , el gas de hidrógeno también podría rastrearse en otras galaxias. En la década de 1970, Vera Rubin descubrió una discrepancia entre la velocidad de rotación galáctica observada y la predicha por la masa visible de estrellas y gas. Hoy en día, se cree que el problema de la rotación de la galaxia se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible . ^{[63] [64]}

A principios de la década de 1990, el telescopio espacial Hubble arrojó mejores observaciones. Entre otras cosas, sus datos ayudaron a establecer que la materia oscura faltante en esta galaxia no podía consistir únicamente en estrellas inherentemente débiles y pequeñas. ^[65] El Campo Profundo del Hubble , una exposición extremadamente larga de una parte relativamente vacía del cielo, proporcionó evidencia de que hay alrededor de 125 mil millones (1,25 × 10 ¹¹ ) galaxias en el universo observable. ^[66] La tecnología mejorada para detectar los espectros invisibles para los humanos (radiotelescopios, cámaras infrarrojas y telescopios de rayos X ) permite la detección de otras galaxias que no son detectadas por el Hubble. En particular, los estudios en la Zona de Evitación (la región del cielo bloqueada en las longitudes de onda de la luz visible por la Vía Láctea) han revelado una serie de nuevas galaxias. ^[67]

Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal , dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham , utilizó 20 años de imágenes del Hubble para estimar que el universo observable contenía al menos dos billones (2 × 10 ¹² ) galaxias. ^{[68] [69]} Sin embargo, observaciones posteriores con la sonda espacial New Horizons desde fuera de la luz zodiacal redujeron esto a aproximadamente 200 mil millones (2 × 10 ¹¹ ). ^{[70] [71]}

Las galaxias se dividen en tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción un poco más extensa de los tipos de galaxias en función de su apariencia la proporciona la secuencia de Hubble . Dado que la secuencia de Hubble se basa completamente en el tipo morfológico visual (forma), puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la tasa de formación de estrellas en las galaxias con brotes de formación estelar y la actividad en los núcleos de las galaxias activas . ^[6]

Se cree que muchas galaxias contienen un agujero negro supermasivo en su centro. Esto incluye la Vía Láctea, cuya región central se denomina Centro Galáctico . ^[72]

El sistema de clasificación Hubble clasifica las galaxias elípticas en función de su elipticidad, que va desde E0, que es casi esférica, hasta E7, que es muy alargada. Estas galaxias tienen un perfil elipsoidal , lo que les da una apariencia elíptica independientemente del ángulo de visión. Su apariencia muestra poca estructura y, por lo general, tienen relativamente poca materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias también tienen una baja proporción de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominadas por estrellas generalmente más antiguas y evolucionadas que orbitan el centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen bajas abundancias de elementos pesados ​​​​porque la formación de estrellas cesa después del estallido inicial. En este sentido, tienen cierta similitud con los cúmulos globulares mucho más pequeños . ^[73]

Las galaxias más grandes son las galaxias de tipo cD . Descritas por primera vez en 1964 en un artículo de Thomas A. Matthews y otros ^[74] , son un subtipo de la clase más general de galaxias D, que son galaxias elípticas gigantes, excepto que son mucho más grandes. Se las conoce popularmente como galaxias elípticas supergigantes y constituyen las galaxias más grandes y luminosas conocidas. Estas galaxias presentan un núcleo elíptico central con un extenso y débil halo de estrellas que se extiende a escalas de megaparsecs. ^[75] El perfil de sus brillos superficiales en función de su radio (o distancia desde sus núcleos) disminuye más lentamente que el de sus contrapartes más pequeñas. ^[76]

La formación de estas galaxias cD sigue siendo un área activa de investigación, pero el modelo principal es que son el resultado de las fusiones de galaxias más pequeñas en los entornos de cúmulos densos, o incluso fuera de cúmulos con sobredensidades aleatorias. ^[77] Estos procesos son los mecanismos que impulsan la formación de grupos fósiles o cúmulos fósiles, donde una gran elíptica supergigante relativamente aislada reside en el medio del cúmulo y está rodeada por una extensa nube de rayos X como residuo de estas colisiones galácticas. Otro modelo más antiguo postula el fenómeno del flujo de enfriamiento , donde los gases calentados en los cúmulos colapsan hacia sus centros a medida que se enfrían, formando estrellas en el proceso, ^[78] un fenómeno observado en cúmulos como Perseo , ^[79] y más recientemente en el cúmulo Fénix . ^[80]

Una galaxia con cascarón es un tipo de galaxia elíptica en la que las estrellas de su halo están dispuestas en cascarones concéntricos. Alrededor de una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura similar a un cascarón, algo que nunca se ha observado en galaxias espirales. Se cree que estas estructuras se desarrollan cuando una galaxia más grande absorbe a una galaxia compañera más pequeña; a medida que los dos centros galácticos se aproximan, comienzan a oscilar alrededor de un punto central y la oscilación crea ondulaciones gravitacionales que forman los cascarones de las estrellas, similares a las ondulaciones que se propagan sobre el agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de 20 cascarones. ^[81]

Las galaxias espirales se parecen a ruedas de molino en espiral . Aunque las estrellas y el resto del material visible que contienen estas galaxias se encuentran en su mayor parte en un plano, la mayor parte de la masa de las galaxias espirales existe en un halo aproximadamente esférico de materia oscura que se extiende más allá del componente visible, como lo demuestra el concepto de curva de rotación universal. ^[82]

Las galaxias espirales consisten en un disco giratorio de estrellas y medio interestelar, junto con un bulbo central de estrellas generalmente más viejas. Extendiéndose hacia afuera desde el bulbo hay brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se enumeran como tipo S , seguido de una letra ( a , b o c ) que indica el grado de estrechez de los brazos espirales y el tamaño del bulbo central. Una galaxia Sa tiene brazos muy enrollados, mal definidos y posee una región central relativamente grande. En el otro extremo, una galaxia Sc tiene brazos abiertos, bien definidos y una región central pequeña. ^[83] Una galaxia con brazos mal definidos a veces se denomina galaxia espiral floculenta ; en contraste con la galaxia espiral de gran diseño que tiene brazos espirales prominentes y bien definidos. ^[84] Se cree que la velocidad en la que gira una galaxia se correlaciona con la planitud del disco, ya que algunas galaxias espirales tienen protuberancias gruesas, mientras que otras son delgadas y densas. ^{[85] [86]}

En las galaxias espirales, los brazos espirales tienen la forma de espirales logarítmicas aproximadas , un patrón que se puede demostrar teóricamente como resultado de una perturbación en una masa de estrellas que gira uniformemente. Al igual que las estrellas, los brazos espirales giran alrededor del centro, pero lo hacen con una velocidad angular constante . Se cree que los brazos espirales son áreas de materia de alta densidad u " ondas de densidad ". ^[87] A medida que las estrellas se mueven a través de un brazo, la velocidad espacial de cada sistema estelar se modifica por la fuerza gravitatoria de la densidad más alta. (La velocidad vuelve a la normalidad después de que las estrellas se van al otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "ola" de desaceleraciones que se mueven a lo largo de una autopista llena de automóviles en movimiento. Los brazos son visibles porque la alta densidad facilita la formación de estrellas y, por lo tanto, albergan muchas estrellas brillantes y jóvenes. ^[88]

La mayoría de las galaxias espirales, incluida la Vía Láctea , tienen una banda lineal de estrellas en forma de barra que se extiende hacia afuera a ambos lados del núcleo y luego se fusiona en la estructura de brazos espirales. ^[89] En el esquema de clasificación de Hubble, estas se designan con una SB , seguida de una letra minúscula ( a , b o c ) que indica la forma de los brazos espirales (de la misma manera que la categorización de las galaxias espirales normales). Se cree que las barras son estructuras temporales que pueden ocurrir como resultado de una onda de densidad que irradia hacia afuera desde el núcleo, o bien debido a una interacción de marea con otra galaxia. ^[90] Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente como resultado del gas que se canaliza hacia el núcleo a lo largo de los brazos. ^[91]

Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , es una gran galaxia espiral barrada con forma de disco ^[92] de unos 30 kiloparsecs de diámetro y un kiloparsec de espesor. Contiene alrededor de doscientos mil millones (2×10 ¹¹ ) ^[93] de estrellas y tiene una masa total de aproximadamente seiscientos mil millones (6×10 ¹¹ ) de veces la masa del Sol. ^[94]

Recientemente, los investigadores describieron galaxias llamadas espirales superluminosas. Son muy grandes, con un diámetro de 437.000 años luz (en comparación con el diámetro de 87.400 años luz de la Vía Láctea). Con una masa de 340 mil millones de masas solares, generan una cantidad significativa de luz ultravioleta e infrarroja media. Se cree que tienen una tasa de formación de estrellas unas 30 veces mayor que la de la Vía Láctea. ^{[95] [96]}

• Las galaxias peculiares son formaciones galácticas que desarrollan propiedades inusuales debido a interacciones de marea con otras galaxias.
  • Una galaxia en anillo tiene una estructura similar a un anillo de estrellas y medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que una galaxia en anillo se forma cuando una galaxia más pequeña pasa a través del núcleo de una galaxia espiral. ^[97] Un evento de este tipo puede haber afectado a la galaxia de Andrómeda , ya que muestra una estructura similar a múltiples anillos cuando se observa en radiación infrarroja . ^[98]
• Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como espirales. Se las clasifica como tipo S0 de Hubble y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas ^[99] ( las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación SB0 de Hubble).
• Las galaxias irregulares son galaxias que no pueden clasificarse fácilmente en una morfología elíptica o espiral.
  • Una galaxia Irr-I tiene cierta estructura pero no se alinea claramente con el esquema de clasificación de Hubble.
  • Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se asemeje a una clasificación de Hubble, y pueden haber sido alteradas. ^[100] Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes . ^[101]

• Una galaxia oscura o "ultra difusa" es una galaxia con una luminosidad extremadamente baja. Puede tener el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero su número de estrellas visibles es solo el uno por ciento del de la Vía Láctea. Se han propuesto múltiples mecanismos para producir este tipo de galaxia, y es posible que las diferentes galaxias oscuras se hayan formado por diferentes medios. ^[102] Una posible explicación de la baja luminosidad es que la galaxia perdió su gas formador de estrellas en una etapa temprana, lo que dio lugar a poblaciones estelares antiguas. ^{[103] [104]}

A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. ^[105] Son relativamente pequeñas en comparación con otras formaciones galácticas, siendo aproximadamente una centésima parte del tamaño de la Vía Láctea, con solo unos pocos miles de millones de estrellas. Las galaxias enanas compactas azules contienen grandes cúmulos de estrellas jóvenes, calientes y masivas . Se han descubierto galaxias enanas ultracompactas que tienen solo 100 parsecs de diámetro. ^[106]

Muchas galaxias enanas pueden orbitar una única galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de tales satélites, y se estima que aún quedan entre 300 y 500 por descubrir. ^[107] La ​​mayor parte de la información que tenemos sobre las galaxias enanas proviene de observaciones del grupo local , que contiene dos galaxias espirales, la Vía Láctea y Andrómeda, y muchas galaxias enanas. Estas galaxias enanas se clasifican como galaxias irregulares o galaxias enanas elípticas / galaxias enanas esferoidales . ^[105]

Un estudio de 27 galaxias vecinas de la Vía Láctea descubrió que en todas las galaxias enanas, la masa central es de aproximadamente 10 millones de masas solares , independientemente de si tiene miles o millones de estrellas. Esto sugiere que las galaxias están formadas en gran parte por materia oscura , y que el tamaño mínimo puede indicar una forma de materia oscura cálida incapaz de coalescencia gravitacional en una escala más pequeña. ^[108]

Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden desempeñar un papel importante en la evolución galáctica . Los choques entre galaxias dan lugar a distorsiones de deformación debido a las interacciones de marea y pueden causar algún intercambio de gas y polvo. ^{[109] [110]} Las colisiones ocurren cuando dos galaxias pasan directamente una a través de la otra y tienen suficiente momento relativo para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan normalmente no chocan, pero el gas y el polvo dentro de las dos formas interactúan, lo que a veces desencadena la formación de estrellas. Una colisión puede distorsionar gravemente las formas de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras similares a colas. ^{[109] [110]}

En el extremo de las interacciones se encuentran las fusiones galácticas, donde los momentos relativos de las galaxias son insuficientes para permitir que pasen una a través de la otra. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una única galaxia más grande. Las fusiones pueden dar lugar a cambios significativos en la morfología original de las galaxias. Si una de las galaxias es mucho más masiva que la otra, el resultado se conoce como canibalismo , donde la galaxia más grande y más masiva permanece relativamente inalterada, y la más pequeña se desgarra. La Vía Láctea está actualmente en proceso de canibalizar la galaxia elíptica enana de Sagitario y la galaxia enana del Can Mayor . ^{[109] [110]}

Las estrellas se crean dentro de las galaxias a partir de una reserva de gas frío que forma nubes moleculares gigantes . Se ha observado que algunas galaxias forman estrellas a un ritmo excepcional, lo que se conoce como brote de formación estelar . Si continúan haciéndolo, consumirían su reserva de gas en un lapso de tiempo menor que la vida útil de la galaxia. Por lo tanto, la actividad de brotes de formación estelar generalmente dura solo unos diez millones de años, un período relativamente breve en la historia de una galaxia. Las galaxias con brotes de formación estelar fueron más comunes durante la historia temprana del universo, ^[112] pero aún contribuyen con un 15% estimado a la producción total de estrellas. ^[113]

Las galaxias con brotes de formación estelar se caracterizan por concentraciones de gas polvoriento y la aparición de estrellas recién formadas, incluidas estrellas masivas que ionizan las nubes circundantes para crear regiones H II . ^[114] Estas estrellas producen explosiones de supernova , creando remanentes en expansión que interactúan poderosamente con el gas circundante. Estos estallidos desencadenan una reacción en cadena de formación de estrellas que se extiende por toda la región gaseosa. Solo cuando el gas disponible está casi consumido o dispersado, la actividad termina. ^[112]

Los brotes de formación estelar suelen estar asociados a la fusión o interacción de galaxias. El ejemplo prototipo de una interacción que forma brotes de formación estelar es M82 , que experimentó un encuentro cercano con la galaxia más grande M81 . Las galaxias irregulares suelen exhibir nudos espaciados de actividad de brotes de formación estelar. ^[115]

Una radiogalaxia es una galaxia con regiones gigantes de emisión de radio que se extienden mucho más allá de su estructura visible. Estos lóbulos de radio energéticos son alimentados por chorros de su núcleo galáctico activo . ^[116] Las radiogalaxias se clasifican según su clasificación de Fanaroff-Riley . La clase FR I tiene menor luminosidad de radio y exhibe estructuras que son más alargadas; la clase FR II tiene mayor luminosidad de radio. La correlación de la luminosidad de radio y la estructura sugiere que las fuentes en estos dos tipos de galaxias pueden diferir. ^[117]

Las radiogalaxias también pueden clasificarse como radiogalaxias gigantes (GRG), cuyas emisiones de radio pueden extenderse a escalas de megaparsecs (3,26 millones de años luz). Alcioneo es una radiogalaxia de baja excitación de clase FR II que tiene la emisión de radio más grande observada, con estructuras lobuladas que abarcan 5 megaparsecs (16×10 ⁶ años luz ). A modo de comparación, otra radiogalaxia gigante de tamaño similar es 3C 236 , con lóbulos de 15 millones de años luz de diámetro. Sin embargo, debe tenerse en cuenta que las emisiones de radio no siempre se consideran parte de la galaxia principal en sí. ^[118]

Una radiogalaxia gigante es una clase especial de objetos que se caracteriza por la presencia de lóbulos de radio generados por chorros relativistas alimentados por el agujero negro supermasivo de la galaxia central . Las radiogalaxias gigantes se diferencian de las radiogalaxias ordinarias en que pueden extenderse a escalas mucho mayores, alcanzando varios megaparsecs de diámetro, mucho más grandes que los diámetros de sus galaxias anfitrionas. ^[119]

Una radiogalaxia "normal" no tiene como fuente un agujero negro supermasivo o una estrella de neutrones gigantesca, sino la radiación sincrotrón de electrones relativistas acelerados por una supernova. Estas fuentes tienen una vida relativamente corta, lo que hace que el espectro de radio de las radiogalaxias normales sea una forma especialmente buena de estudiar la formación de estrellas. ^[120]

Algunas galaxias observables se clasifican como "activas" si contienen un núcleo galáctico activo (AGN). ^[121] Una parte significativa de la energía total emitida por la galaxia es emitida por el núcleo activo en lugar de sus estrellas, polvo y medio interestelar . Existen múltiples esquemas de clasificación y denominación para los AGN, pero aquellos en los rangos más bajos de luminosidad se denominan galaxias Seyfert , mientras que aquellos con luminosidades mucho mayores que la de la galaxia anfitriona se conocen como objetos cuasi estelares o cuásares . Los modelos de AGN sugieren que una fracción significativa de su luz se desplaza a frecuencias de infrarrojo lejano porque la emisión óptica y UV en el núcleo es absorbida y remitida por el polvo y el gas que lo rodean. ^[122]

El modelo estándar para un núcleo galáctico activo se basa en un disco de acreción que se forma alrededor de un agujero negro supermasivo (SMBH) en la región central de la galaxia. La radiación de un núcleo galáctico activo resulta de la energía gravitacional de la materia a medida que cae hacia el agujero negro desde el disco. ^{[123] [124] La luminosidad del AGN depende de la masa del SMBH y de la velocidad a la que la materia cae sobre él. En aproximadamente el 10% de estas galaxias, un par de} chorros energéticos diametralmente opuestos expulsa partículas del núcleo de la galaxia a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . El mecanismo para producir estos chorros no se entiende bien. ^[125]

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas, junto con los cuásares. Tienen núcleos similares a los cuásares (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con brillos superficiales muy altos; pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. ^[126] Vistas a través de un telescopio, una galaxia Seyfert parece una galaxia ordinaria con una estrella brillante superpuesta sobre el núcleo. Las galaxias Seyfert se dividen en dos subtipos principales según las frecuencias observadas en sus espectros. ^[127]

Los cuásares son los miembros más energéticos y distantes de los núcleos galácticos activos. Extremadamente luminosos, fueron identificados por primera vez como fuentes de energía electromagnética de alto corrimiento al rojo, incluyendo ondas de radio y luz visible, que parecían más similares a las estrellas que a fuentes extendidas similares a las galaxias. Su luminosidad puede ser 100 veces la de la Vía Láctea. ^[128] El cuásar conocido más cercano, Markarian 231 , está a unos 581 millones de años luz de la Tierra, ^[129] mientras que otros han sido descubiertos tan lejos como UHZ1 , aproximadamente a 13,2 mil millones de años luz de distancia. ^{[130] [131]} Los cuásares son notables por proporcionar la primera demostración del fenómeno de que la gravedad puede actuar como una lente para la luz . ^[132]

Se cree que los blazares son galaxias activas con un chorro relativista que apunta en dirección a la Tierra. Una radiogalaxia emite frecuencias de radio desde chorros relativistas. Un modelo unificado de estos tipos de galaxias activas explica sus diferencias en función de la posición del observador. ^[125]

Posiblemente relacionadas con los núcleos galácticos activos (así como con las regiones de formación estelar ) se encuentran las regiones de líneas de emisión nuclear de baja ionización (LINER). La emisión de las galaxias de tipo LINER está dominada por elementos débilmente ionizados . Las fuentes de excitación de las líneas débilmente ionizadas incluyen estrellas post- AGB , AGN y choques. ^[133] Aproximadamente un tercio de las galaxias cercanas están clasificadas como que contienen núcleos LINER. ^{[124] [133] [134]}

Las galaxias infrarrojas luminosas (LIRG) son galaxias con luminosidades (la medida de la potencia electromagnética emitida) superiores a 10 ¹¹ L☉ (luminosidades solares). En la mayoría de los casos, la mayor parte de su energía proviene de un gran número de estrellas jóvenes que calientan el polvo circundante, lo que reirradia la energía en el infrarrojo. La luminosidad lo suficientemente alta para ser una LIRG requiere una tasa de formación estelar de al menos 18 M☉ año ⁻¹ . Las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG) son al menos diez veces más luminosas todavía y forman estrellas a tasas >180 M☉ año ⁻¹ . Muchas LIRG también emiten radiación desde un AGN. ^{[135] [136]} Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que todas las demás longitudes de onda combinadas, con una emisión máxima típicamente en longitudes de onda de 60 a 100 micrones. Se cree que las LIRG se crean a partir de la fuerte interacción y fusión de galaxias espirales. ^[137] Aunque no son comunes en el universo local, los LIRG y ULIRGS eran más frecuentes cuando el universo era más joven. ^[136]

Las galaxias no tienen un límite definido por naturaleza y se caracterizan por una densidad estelar que disminuye gradualmente en función de la distancia que las separa de su centro, lo que dificulta la medición de su verdadera extensión. Sin embargo, en las últimas décadas los astrónomos han establecido varios criterios para definir el tamaño de las galaxias.

Ya en la época de Edwin Hubble en 1936, se han hecho intentos de caracterizar los diámetros de las galaxias. Los primeros esfuerzos se basaron en el ángulo observado subtendido por la galaxia y su distancia estimada, lo que dio lugar a un diámetro angular (también llamado "diámetro métrico"). ^[138] Este tipo de medición está sujeto a dos problemas importantes, a saber, que la distancia estimada a la galaxia debe corregirse para la expansión espacial relacionada con el corrimiento al rojo y que las colecciones de datos de diámetro angular están sujetas a un sesgo de selección, ya que las observaciones más distantes seleccionan preferentemente los objetos más luminosos. ^[139]

El diámetro isofota se introduce como una forma convencional de medir el tamaño de una galaxia en función de su brillo superficial aparente. ^[140] Las isofotas son curvas en un diagrama (como una imagen de una galaxia) que une puntos de igual brillo y son útiles para definir la extensión de la galaxia. El flujo de brillo aparente de una galaxia se mide en unidades de magnitudes por segundo de arco cuadrado (mag/arcsec ² ; a veces expresado como mag arcsec ⁻² ), que define la profundidad de brillo de la isofota. Para ilustrar cómo funciona esta unidad, una galaxia típica tiene un flujo de brillo de 18 mag/arcsec ² en su región central. Este brillo es equivalente a la luz de un objeto puntual hipotético de magnitud 18 (como una estrella) que se extiende uniformemente en un área de un segundo de arco cuadrado del cielo. ^[141] El diámetro isofotal se define típicamente como la región que encierra toda la luz hasta 25 mag/arcsec ² en la banda B azul , ^[142] que luego se denomina estándar D _25. ^[143]

El radio de semiluz (también conocido como radio efectivo ; R _e ) es una medida que se basa en el flujo de brillo total de la galaxia. Este es el radio sobre el cual se emitió la mitad, o el 50%, del flujo de brillo total de la galaxia. Esto fue propuesto por primera vez por Gérard de Vaucouleurs en 1948. ^[147] La ​​elección de usar el 50% fue arbitraria, pero resultó ser útil en trabajos posteriores de RA Fish en 1963, ^[148] donde estableció una ley de concentración de luminosidad que relaciona los brillos de las galaxias elípticas y sus respectivos R _e , y por José Luis Sérsic en 1968 ^[149] que definió una relación masa-radio en las galaxias. ^[140]

Para definir R _e , es necesario capturar el flujo de brillo general de la galaxia, con un método empleado por Bershady en 2000 que sugiere medir el doble del tamaño donde el flujo de brillo de un radio elegido arbitrariamente, definido como el flujo local, dividido por el flujo promedio general es igual a 0,2. ^[150] El uso del radio de media luz permite una estimación aproximada del tamaño de una galaxia, pero no es particularmente útil para determinar su morfología. ^[151]

Existen variaciones de este método. En particular, en el Catálogo de Galaxias de ESO-Uppsala se han utilizado valores del 50%, 70% y 90% de la luz azul total (la luz detectada a través de un filtro específico de banda B) para calcular el diámetro de una galaxia. ^[152]

Descrito por primera vez por Vahe Petrosian en 1976, ^[153] una versión modificada de este método ha sido utilizada por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Este método emplea un modelo matemático en una galaxia cuyo radio está determinado por el perfil promediado azimutalmente (horizontal) de su flujo de brillo. En particular, el SDSS empleó la magnitud de Petrosian en la banda R (658 nm, en la parte roja del espectro visible) para asegurar que el flujo de brillo de una galaxia sería capturado tanto como fuera posible mientras se contrarrestaban los efectos del ruido de fondo. Para una galaxia cuyo perfil de brillo es exponencial, se espera que capture todo su flujo de brillo, y el 80% para galaxias que siguen un perfil que sigue la ley de Vaucouleurs . ^[154]

Las magnitudes petrosianas tienen la ventaja de ser independientes del corrimiento al rojo y de la distancia, lo que permite medir el tamaño aparente de la galaxia ya que el radio petrosiano se define en términos del flujo luminoso general de la galaxia. ^[155]

El Centro de Procesamiento y Análisis de Infrarrojos ha publicado una crítica de una versión anterior de este método ^[156] , ya que el método causa un error de magnitud (hasta un 10 %) en los valores en comparación con el uso del diámetro isofotal. El uso de magnitudes petrosianas también tiene la desventaja de perder la mayor parte de la luz fuera de la apertura petrosiana, que se define en relación con el perfil de brillo general de la galaxia, especialmente para galaxias elípticas, con relaciones señal-ruido más altas en distancias y desplazamientos al rojo más altos. ^{[157] Graham} et al. publicaron una corrección para este método en 2005, basándose en el supuesto de que las galaxias siguen la ley de Sérsic . ^[155]

Este método ha sido utilizado por 2MASS como una adaptación de los métodos de medición isofotal utilizados anteriormente. Dado que 2MASS opera en el infrarrojo cercano, lo que tiene la ventaja de poder reconocer estrellas más tenues, más frías y más antiguas, tiene una forma diferente de enfoque en comparación con otros métodos que normalmente utilizan el filtro B. El detalle del método utilizado por 2MASS ha sido descrito en profundidad en un documento de Jarrett et al. , con el estudio midiendo varios parámetros. ^[158]

La elipse de apertura estándar (área de detección) está definida por la isofota infrarroja en la banda K _s (aproximadamente 2,2 μm de longitud de onda) de 20 mag/arcsec ² . La recopilación del flujo luminoso total de la galaxia se ha empleado por al menos cuatro métodos: el primero es una apertura circular que se extiende 7 segundos de arco desde el centro, una isofota a 20 mag/arcsec ² , una apertura "total" definida por la distribución radial de la luz que cubre la supuesta extensión de la galaxia, y la apertura de Kron (definida como 2,5 veces el radio del primer momento, una integración del flujo de la apertura "total"). ^[158]

Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias se encuentran a menudo en grupos y cúmulos . Las galaxias solitarias que no han interactuado significativamente con otras galaxias de masa comparable en los últimos miles de millones de años son relativamente escasas. ^[159] Solo alrededor del 5% de las galaxias estudiadas están aisladas en este sentido. ^{[160] [161]} Sin embargo, es posible que hayan interactuado e incluso se hayan fusionado con otras galaxias en el pasado, ^[162] y aún pueden estar orbitadas por galaxias satélite más pequeñas. ^[163]

En la escala más grande, el universo se expande continuamente, lo que resulta en un aumento promedio en la separación entre galaxias individuales (ver la ley de Hubble ). Las asociaciones de galaxias pueden superar esta expansión a escala local a través de su atracción gravitatoria mutua. Estas asociaciones se formaron temprano, cuando grupos de materia oscura atrajeron a sus respectivas galaxias. Los grupos cercanos luego se fusionaron para formar cúmulos de mayor escala. Este proceso de fusión en curso, así como una afluencia de gas entrante, calienta el gas intergaláctico en un cúmulo a temperaturas muy altas de 30 a 100 megakelvins . ^[164] Aproximadamente el 70-80% de la masa de un cúmulo está en forma de materia oscura, con un 10-30% que consiste en este gas calentado y el pequeño porcentaje restante en forma de galaxias. ^[165]

La mayoría de las galaxias están ligadas gravitacionalmente a otras galaxias. Estas forman una distribución jerárquica de estructuras agrupadas de tipo fractal , y las asociaciones más pequeñas de este tipo se denominan grupos. Un grupo de galaxias es el tipo más común de cúmulo galáctico; estas formaciones contienen la mayoría de las galaxias (así como la mayor parte de la masa bariónica ) del universo. ^{[166] [167]} Para permanecer ligada gravitacionalmente a un grupo de este tipo, cada galaxia miembro debe tener una velocidad suficientemente baja para evitar que escape (véase el teorema del virial ). Sin embargo, si no hay suficiente energía cinética , el grupo puede evolucionar hacia un número menor de galaxias a través de fusiones. ^[168]

Los cúmulos de galaxias están formados por cientos o miles de galaxias unidas entre sí por la gravedad. ^[169] Los cúmulos de galaxias suelen estar dominados por una única galaxia elíptica gigante, conocida como la galaxia del cúmulo más brillante , que, con el tiempo, destruye por mareas sus galaxias satélite y añade su masa a la suya. ^[170]

Los supercúmulos contienen decenas de miles de galaxias, que se encuentran en cúmulos, grupos y, a veces, individualmente. A escala de supercúmulo , las galaxias se organizan en láminas y filamentos que rodean vastos espacios vacíos. ^[172] Por encima de esta escala, el universo parece ser el mismo en todas las direcciones ( isotrópico y homogéneo), ^[173] aunque esta noción ha sido cuestionada en los últimos años por numerosos hallazgos de estructuras a gran escala que parecen superar esta escala. La Gran Muralla Hércules-Corona Boreal , actualmente la estructura más grande del universo encontrada hasta ahora, tiene 10 mil millones de años luz (tres gigaparsecs) de longitud. ^{[174] [175] [176]}

La Vía Láctea es miembro de una asociación llamada Grupo Local , un grupo relativamente pequeño de galaxias que tiene un diámetro de aproximadamente un megapársec. La Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda son las dos galaxias más brillantes dentro del grupo; muchas de las otras galaxias miembro son compañeras enanas de estas dos. ^[177] El Grupo Local en sí es parte de una estructura similar a una nube dentro del Supercúmulo de Virgo , una estructura grande y extendida de grupos y cúmulos de galaxias centrados en el Cúmulo de Virgo . ^[178] A su vez, el Supercúmulo de Virgo es una parte del Supercúmulo de Laniakea . ^[179]

Las galaxias tienen sus propios campos magnéticos . El campo magnético de una galaxia influye en su dinámica de múltiples maneras, incluyendo la formación de brazos espirales y el transporte de momento angular en nubes de gas. Este último efecto es particularmente importante, ya que es un factor necesario para el colapso gravitacional de esas nubes y, por lo tanto, para la formación de estrellas. ^[180]

La intensidad de equipartición media típica de las galaxias espirales es de unos 10 μG ( microgauss ) o 1  nT ( nanotesla ). En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una intensidad media de unos 0,3 G (Gauss) o 30 μT ( microtesla ). Las galaxias radiodébiles como M 31 y M33 , vecinas de la Vía Láctea  , tienen campos más débiles (unos 5 μG), mientras que las galaxias ricas en gas con altas tasas de formación estelar, como M 51, M 83 y NGC 6946, tienen 15 μG de media. En los brazos espirales prominentes, la intensidad del campo puede ser de hasta 25 μG, en regiones en las que también se concentran el gas frío y el polvo. Los campos de equipartición total más fuertes (50-100 μG) se encontraron en las galaxias con brotes de formación estelar , por ejemplo, en M 82 y las Antenas ; y en regiones de brotes estelares nucleares, como los centros de NGC 1097 y otras galaxias barradas . ^[180]

Los modelos actuales de la formación de galaxias en el universo temprano se basan en el modelo ΛCDM . Unos 300.000 años después del Big Bang , empezaron a formarse átomos de hidrógeno y helio , en un acontecimiento llamado recombinación . Casi todo el hidrógeno era neutro (no ionizado) y absorbía fácilmente la luz, y aún no se habían formado estrellas. Como resultado, este periodo se ha denominado la " edad oscura ". Fue a partir de las fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrópicas ) en esta materia primordial que empezaron a aparecer estructuras más grandes . Como resultado, masas de materia bariónica empezaron a condensarse dentro de halos fríos de materia oscura . ^{[182] [183]} ​​Estas estructuras primordiales permitieron que los gases se condensaran en protogalaxias , nubes de gas a gran escala que fueron precursoras de las primeras galaxias. ^{[184] : 6}

A medida que el gas cae bajo la gravedad de los halos de materia oscura, su presión y temperatura aumentan. Para condensarse aún más, el gas debe irradiar energía. Este proceso era lento en el universo primitivo, dominado por átomos y moléculas de hidrógeno, que son radiadores ineficientes en comparación con los elementos más pesados. A medida que los cúmulos de gas se agregan formando discos giratorios, las temperaturas y las presiones siguen aumentando. Algunos lugares dentro del disco alcanzan una densidad lo suficientemente alta como para formar estrellas.

Una vez que las protogalaxias comenzaron a formarse y contraerse, las primeras estrellas de halo , llamadas estrellas de Población III , aparecieron dentro de ellas. ^[185] Estas estaban compuestas de gas primordial, casi en su totalidad de hidrógeno y helio. La emisión de las primeras estrellas calienta el gas restante ayudando a desencadenar la formación de estrellas adicionales; la emisión de luz ultravioleta de la primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante en esferas en expansión que finalmente alcanzaron todo el universo, un evento llamado reionización . ^[186] Las estrellas más masivas colapsan en violentas explosiones de supernova liberando elementos pesados ​​("metales") en el medio interestelar . ^{[187] [184] : 14} Este contenido metálico se incorpora a las estrellas de población II .

Los modelos teóricos de la formación temprana de galaxias han sido verificados y fundamentados por una gran cantidad y variedad de observaciones astronómicas sofisticadas. ^{[184] : 43} Las observaciones fotométricas generalmente necesitan confirmación espectroscópica debido a la gran cantidad de mecanismos que pueden introducir errores sistemáticos. Por ejemplo, una observación fotométrica de alto corrimiento al rojo (z ~ 16) realizada por el Telescopio Espacial James Webb (JWST) fue posteriormente corregida para que estuviera más cerca de z ~ 5. ^[188] Sin embargo, se están acumulando observaciones confirmadas del JWST y otros observatorios, lo que permite una comparación sistemática de las galaxias tempranas con las predicciones de la teoría. ^[189]

La evidencia de estrellas individuales de Población III en galaxias tempranas es aún más desafiante. Incluso evidencia espectroscópica aparentemente confirmada puede resultar tener otros orígenes. Por ejemplo, los astrónomos informaron evidencia de emisión de He _{II para} estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 , con un valor de corrimiento al rojo de 6,60. ^[190] Observaciones posteriores ^[191] encontraron líneas de emisión metálicas, O _III , incompatibles con una estrella de una galaxia temprana. ^{[185] : 108}

Una vez que las estrellas comienzan a formarse, a emitir radiación y, en algunos casos, a explotar, el proceso de formación de galaxias se vuelve muy complejo e implica interacciones entre las fuerzas de la gravedad, la radiación y la energía térmica. Muchos detalles aún no se comprenden bien. ^[193]

Mil millones de años después de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. ^{[194] Se forman} los cúmulos globulares , el agujero negro supermasivo central y un bulbo galáctico de estrellas de Población II pobres en metales . La creación de un agujero negro supermasivo parece desempeñar un papel clave en la regulación activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional añadida. ^[195] Durante esta época temprana, las galaxias experimentan un importante estallido de formación estelar. ^[196]

Durante los dos mil millones de años siguientes, la materia acumulada se asienta en un disco galáctico . ^[197] Una galaxia continuará absorbiendo material que cae desde nubes de alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. ^[198] Esta materia es principalmente hidrógeno y helio. El ciclo de nacimiento y muerte estelar aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, lo que finalmente permite la formación de planetas . ^[199]

Las tasas de formación de estrellas en las galaxias dependen de su entorno local. Las galaxias "vacías" aisladas tienen la tasa más alta por masa estelar, las galaxias "de campo" asociadas con galaxias espirales tienen tasas más bajas y las galaxias en cúmulos densos tienen las tasas más bajas. ^[201]

La evolución de las galaxias puede verse afectada significativamente por interacciones y colisiones. Las fusiones de galaxias eran comunes durante la época temprana, y la mayoría de las galaxias tenían una morfología peculiar. ^[202] Dadas las distancias entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares en galaxias en colisión no se verán afectados. Sin embargo, el desprendimiento gravitacional del gas y el polvo interestelar que componen los brazos espirales produce un largo tren de estrellas conocido como colas de marea. Se pueden ver ejemplos de estas formaciones en NGC 4676 ^[203] o en las Galaxias Antena . ^[204]

La Vía Láctea y la cercana galaxia Andrómeda se están acercando entre sí a unos 130  km/s y, dependiendo de los movimientos laterales, ambas podrían colisionar en unos cinco o seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca ha colisionado antes con una galaxia tan grande como Andrómeda, sí ha colisionado y se ha fusionado con otras galaxias en el pasado. ^[205] Las simulaciones cosmológicas indican que, hace 11 mil millones de años, se fusionó con una galaxia particularmente grande que ha sido etiquetada como el Kraken . ^{[206] [207]}

Estas interacciones a gran escala son poco frecuentes. A medida que pasa el tiempo, las fusiones de dos sistemas de igual tamaño se vuelven menos comunes. La mayoría de las galaxias brillantes han permanecido fundamentalmente sin cambios durante los últimos miles de millones de años, y la tasa neta de formación de estrellas probablemente también alcanzó su punto máximo hace unos diez mil millones de años. ^[208]

Las galaxias espirales, como la Vía Láctea , producen nuevas generaciones de estrellas mientras tengan densas nubes moleculares de hidrógeno interestelar en sus brazos espirales. ^[209] Las galaxias elípticas están en gran medida desprovistas de este gas, y por eso forman pocas estrellas nuevas. ^[210] El suministro de material formador de estrellas es finito; una vez que las estrellas hayan convertido el suministro disponible de hidrógeno en elementos más pesados, la formación de nuevas estrellas llegará a su fin. ^{[211] [212]}

Se espera que la era actual de formación de estrellas continúe hasta cien mil millones de años, y luego la "era estelar" terminará después de unos diez billones a cien billones de años (10 ¹³ –10 ¹⁴  años), cuando las estrellas más pequeñas y de mayor vida en el universo visible, las diminutas enanas rojas , comiencen a desvanecerse. Al final de la era estelar, las galaxias estarán compuestas de objetos compactos : enanas marrones , enanas blancas que se están enfriando o frías (" enanas negras "), estrellas de neutrones y agujeros negros . Finalmente, como resultado de la relajación gravitacional , todas las estrellas caerán en agujeros negros supermasivos centrales o serán arrojadas al espacio intergaláctico como resultado de colisiones. ^{[211] [213]}

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  Galaxias (izquierda/arriba, derecha/abajo): NGC 7541 , NGC 3021 , NGC 5643 , NGC 3254 , NGC 3147 , NGC 105 , NGC 2608 , NGC 3583 , NGC 3147 , MRK 1337 , NGC 5861 , NGC 2525 , NGC 1015 , UGC 9391 , NGC 691 , NGC 7678 , NGC 2442 , NGC 5468 , NGC 5917 , NGC 4639 , NGC 3972 , Las Galaxias Antenas , NGC 5584 , M106 , NGC 7250 , NGC 3370 , NGC 5728 , NGC 4424 , NGC 1559 , NGC 3982 , NGC 1448 , NGC 4680 , M101 , NGC 1365 , NGC 7329 , NGC 3447
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  19 galaxias espirales vistas de frente desde el telescopio espacial James Webb en luz infrarroja cercana y media. Las estrellas más antiguas aparecen aquí en azul y están agrupadas en los núcleos de las galaxias. El polvo brillante muestra dónde existe alrededor y entre las estrellas, en tonos de rojo y naranja. Las estrellas que aún no se han formado completamente y están envueltas en gas y polvo aparecen en rojo brillante. ^[214]