4.1 - Galaxias
Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo y materia interestelar que están unidos por sus respectivas atracciones gravitatorias. Antes de la aparición del telescopio sólo podíamos apreciar las galaxias como manchas difusas blanquecinas en el cielo nocturno, de ahí su nombre, que deriva del término griego galakt, "lácteo". Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del origen del Universo.
En el Universo hay centenares de miles de millones de galaxias. La mayoría tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. La cantidad de estrellas que forman una galaxia puede oscilar entre los diez millones en las galaxias enanas hasta un billón en las galaxias gigantes. Incluyen subestructuras como nebulosas, cúmulos estelares y sistemas estelares múltiples. Por su propia configuración es en el centro de las galaxias donde se concentra el mayor número de estrellas. A su vez, las galaxias se pueden agrupar entre ellas formando cúmulos galácticos que, a su vez, pueden formar superestructuras más grandes llamadas supercúmulos. Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, violentos choques entre ellas aunque, en general, las galaxias se están alejando unas de otras.
Hay galaxias enormes como Andrómeda (M31), que se pueden observar a simple vista, o pequeñas como su vecina la galaxia M32. Las hay en forma de globo, de lente, planas, elípticas, espirales o de formas irregulares. Algunas galaxias emiten una fuerte radiación, lo que indicaría la presencia de un agujero negro en su centro. En 1930 Hubble clasificó las galaxias, de acuerdo a su forma aparente, en tres tipos distintos: elípticas, espirales e irregulares:
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Galaxias elípticas
Tienen el perfil luminoso de una elipse. Hubble estableció la nomenclatura de estas galaxias utilizando la letra E y dividiéndolas en 8 clases que numeró del 0 al 7 en correspondencia con la excentricidad de la elipse: E0 se aplica a las más esféricas y E7 a las que tienen una forma más parecida a un huso. Realmente el número representa su excentricidad geométrica multiplicada por 10.
Contienen una gran población de estrellas viejas, con relativamente poca materia interestelar y sólo algunas estrellas de nueva formación. Por tanto, estas galaxias tienen un bajo número de cúmulos abiertos y una tasa de formación de estrellas muy baja, mientras que las estrellas viejas de larga evolución son muy abundantes. Las galaxias más grandes son de este tipo y se cree que la mayoría son el resultado de la fusión de galaxias más pequeñas. La concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.
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Galaxias espirales
Tienen forma de discos achatados. Contienen algunas estrellas viejas, pero la mayor parte de los objetos que las componen son estrellas jóvenes, acompañadas por nubes moleculares, que son el lugar de nacimiento de las estrellas, y rodeadas por bastante gas y polvo interestelar. Suelen tener una protuberancia en la zona del núcleo que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas y desde este núcleo se extienden unos brazos en forma espiral y de brillo variable.
Para designar a las galaxias espirales se utiliza la letra S y, en función del desarrollo y dispersión de cada brazo, se le asigna la letra a, b, c ó d (Sa, Sb, Sc y Sd). Las galaxias cuya forma podríamos clasificar entre elíptica y espiral se denominan lenticulares normales y se nombran con las letras SO y un número del 1 al 3 (SO1, SO2 y SO3). Finalmente, las denominadas lenticulares barradas se clasifican en cuatro grupos (SBOa, SBOb, SBOc y SEOd) en función de la luminosidad y definición de la banda de estrellas que la atraviesa.
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Galaxias irregulares
Aquí se incluyen aquellas galaxias que no se pueden encajar en ninguno de los tipos anteriores, por tanto, no tienen forma espiral ni elíptica. Son, generalmente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de las galaxias vecinas. Se utiliza la nomenclatura IR I para aquellas que muestran una estructura elemental pero que no permite encuadrarla en alguno de los tipos anteriores y IR II para las que no presentan ningún tipo de estructura o simetría. Si la galaxia irregular es una galaxia enana se denomina dI. Este tipo de galaxias son las más escasas y no llegan al 5% del total de galaxias conocidas.
4.2 - Nebulosas
Las nebulosas son regiones del espacio que están constituidas por gases, principalmente hidrógeno y helio, y polvo interestelar. Su nombre proviene del término latino nebula, "nube". Las nebulosas se pueden encontrar en cualquier lugar del espacio interestelar. Antes de la invención del telescopio, en el término nebulosa se incluían todos los objetos del espacio que presentaban una apariencia difusa, incluyendo objetos que ahora sabemos que son de otra naturaleza, como cúmulos de estrellas o galaxias.
Tienen una gran importancia en la astronomía porque permiten estudiar el proceso de nacimiento y extinción de las estrellas. En muchas de ellas están naciendo nuevas estrellas por condensación y agregación de la materia, localizadas principalmente en los discos de las galaxias espirales. En otros casos, las nebulosas están formadas por los restos de estrellas ya extintas.
En función de su densidad podrán ser visibles desde la Tierra. Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra. Según el tipo de luz que emiten y cómo se origina, se pueden clasificar en tres grupos:
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Nebulosas de emisión
Es el tipo de nebulosa más común. Su radiación proviene del polvo y los gases que la componen que se transforman como consecuencia de la intensa radiación ultravioleta y el calentamiento a que se ven sometidas por estrellas cercanas muy calientes. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos tipos distintos:
Objetos Herbig-Haro: Son pequeñas nebulosas muy brillantes que se encuentran dentro de nubes interestelares muy densas con presencia de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes, masivas y calientes. Parece que son consecuencia de los chorros de gas que expulsan las estrellas en formación. Por su parte, las nubes en las que se encuentran son extremadamente grandes, con bastantes años luz de diámetro y con un aspecto tenue y neblinoso. Como ejemplo podemos observar la nebulosa de Orión (M42), la del Águila (M16) en la constelación de la Serpiente, y las de la Laguna (M8) y la Trífida (M20) en la constelación de Sagitario.
Nebulosas planetarias: Estas nebulosas de emisión están asociadas a estrellas moribundas o que ya se extinguieron. No tienen nada que ver con los planetas pero se les aplica este nombre por su similitud con ellos cuando se observan a través de un telescopio. Son envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al finalizar su ciclo vital. Están formadas por gases que son excitados por el núcleo de una estrella muy pequeña y caliente, una enana blanca. Ejemplos de este tipo de nebulosa son la del Anillo (M57) en la constelación de Lira y la de la Hélice (NGC 7293) en la de Acuario. Dentro de este tipo de nebulosas se encuadran también las formadas por los restos remanentes de la explosión de una supernova que se excitan por las emisiones de un púlsar ubicado en su interior. Ejemplo de este segundo tipo de nebulosa planetaria es la del Cangrejo (M1) en la constelación de Tauro.
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Nebulosas de reflexión
Estas nebulosas reflejan y dispersan la luz de estrellas que se encuentran en sus cercanías. Estas estrellas son poco calientes y no emiten la suficiente radiación ultravioleta como para perturbar los gases de la nebulosa. Como ejemplo podemos observar la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).
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Nebulosas oscuras
Estas nebulosas, llamadas también nebulosas de absorción, son nubes con una luminosidad muy limitada o casi nula, debido a que no emiten luz por sí mismas. La causa de esta oscuridad es que el gas y el polvo interestelar que la forman no están perturbados por las radiaciones o la temperatura de ninguna estrella, ya que estas se encuentran muy alejadas de la nube y no pueden calentarla. Su presencia sólo puede ser detectada por el contraste de una zona oscura que destaca sobre un fondo estrellado o una nebulosa de emisión más alejados, ya que absorbe la luz de los objetos que están detrás de ella. Como ejemplo de nebulosas oscuras podemos observar la Cabeza de Caballo en la constelación de Orión y el Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur. Así mismo, la franja oscura que atraviesa la Vía Láctea cuando la observamos desde la Tierra es una sucesión de nebulosas de este tipo.
4.3 - Cúmulos estelares
Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas relacionadas que se mantienen atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos grupos de cúmulos estelares: cúmulos abiertos y cúmulos globulares.
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Cúmulos abiertos:
Son grupos de estrellas que no poseen forma definida y están formados por cientos de estrellas jóvenes ricas en metales. Son mucho más numerosos que los cúmulos globulares ya que se conocen unos 1.000 en la Vía Láctea. Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia gravedad, dando lugar a la formación de estrellas individuales. Las estrellas que pertenecen a un mismo cúmulo nacen juntas y continúan moviéndose juntas por el espacio, lo que permite calcular sus distancias respecto al Sistema Solar utilizando el llamado método del cúmulo móvil.
Contienen cientos o miles de estrellas jóvenes de menos de cien millones de años o de edad intermedia de entre cien millones y mil millones de años. Con el paso del tiempo se van disgregando debido a su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento a través de la galaxia.
Los dos cúmulos abiertos más conocidos y observables a simple vista son las Pléyades y las Híadas, en la constelación Tauro. Ambos cúmulos tienen un diámetro parecido, unos 15 años luz, aunque el de las Híadas se encuentra más cercano a la Tierra, unos 150 años luz, mientras que el de las Pléyades está a unos 400 años luz, lo que hace que se vea más pequeño.
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Cúmulos globulares:
Llamados también cúmulos galácticos, son agrupaciones muy densas de estrellas pobres en metales con una forma relativamente esférica. Son menos numerosos que los cúmulos abiertos y se conocen unos 140 aproximadamente. Se formaron cuando la nube de polvo y gas que originó nuestra galaxia se estaba colapsando. La mayoría de los cúmulos globulares se encuentra hacia el centro de la galaxia.
Están formados por miles o millones de estrellas viejas que tienen más de 10.000 millones de años, el doble que la edad del Sol. Los cúmulos globulares, al ser más densos, son más estables frente a su disgregación que los cúmulos abiertos aunque, a largo plazo, también acabarán desapareciendo. La concentración de estrellas en la parte central del cúmulo es 100.000 veces mayor que en la región del espacio donde está el Sistema Solar.
Los dos cúmulos globulares más brillantes que se pueden observar a simple vista desde la Tierra son el M13, en la constelación de Hércules, en el hemisferio norte, y omega Centauri y 47 Tucanae en el hemisferio austral.
4.4 - Quásares
Los quásares son objetos extremadamente lejanos que emiten grandes cantidades de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible, radiaciones similares a las de las estrellas. Son cientos de miles de millones de veces más luminosos que las estrellas, lo que explica que se puedan ver a pesar de la distancia a la que se encuentran. Se cree que son núcleos activos de galaxias muy jóvenes. Su nombre es un acrónimo de quasi-stellar radio source, fuente de radio casi estelar.
Los primeros quásares fueron descubiertos a finales de la década de 1950. En principio fueron registrados como fuentes de radio que no se correspondían con un objeto visible. El primer quásar estudiado, denominado 3C 273, está a 2.200 millones de años luz. Desde entonces se han identificado 200.000 quásares. Se observó que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. Se achacó esta circunstancia al efecto Doppler, que desplaza el espectro hacia el rojo cuando un objeto se aleja del observador. Algunos quásares se alejan de nosotros a velocidades que se acercan al 90% de la velocidad de la luz.
Se han descubierto quásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. Para poder observarlos a esas distancias, la energía de emisión de los quásares debería ser equiparable a la energía que se produce sólo en acontecimientos astronómicos de breve duración, como la explosión de supernovas. En los telescopios ópticos, los quásares aparecen como simples puntos de luz. La mayoría están demasiado lejos para ser vistos por telescopios pequeños salvo el 3C 273 que, con una magnitud aparente de 12,9, es una excepción. Se encuentra a una distancia de 2.200 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar utilizando un telescopio de aficionado.
4.5 - Púlsares
Un púlsar es una estrella de neutrones de pequeño tamaño que gira a gran velocidad y emite una gran cantidad de energía. Es una fuente de ondas de radio que emite una radiación periódica que sólo se puede detectar mediante radiotelescopios. Su nombre es un acrónimo de pulsating radio source, "fuente de radio pulsante". Poseen un intenso campo magnético que es el que origina la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación de la estrella.
Las estrellas de neutrones giran sobre sí mismas llegando hasta valores de varios cientos de veces por segundo, por lo que un punto de su superficie puede alcanzar velocidades de hasta 70.000 km/s, originando una abultada expansión en su ecuador. Su densidad es tan grande que una esfera de su materia de 1 mm. de diámetro tiene una masa de casi 100.000 toneladas. Los protones y electrones de la superficie giran alrededor del centro a una velocidad vertiginosa y generan un intenso campo magnético que, combinado con su elevada densidad, hacen que las partículas interestelares que se acercan a la estrella se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas en dirección a los polos magnéticos de la estrella. Por tanto, estos polos magnéticos son lugares de actividad muy intensa, emitiendo chorros de radiación de rayos X o rayos gamma. Los períodos de rotación de un púlsar van desde un milisegundo hasta unos cuantos segundos, aunque el promedio es de 0,65 segundos. Estos períodos de rotación tan breves implican que estas estrellas deben tener un tamaño de sólo unos pocos miles de kilómetros.
Se han catalogado más de 600 púlsares, la mayoría en la Vía Láctea. Como los púlsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos, se han extrapolado los datos de los catalogados y se estima que hay más de 200.000 púlsares en nuestra galaxia. El más conocido es que se encuentra en el centro de la nebulosa del Cangrejo, denominado PSR0531+121, con un periodo de 0,033 s. El hecho de que este púlsar se encuentre en el mismo punto en el que astrónomos chinos observaron una brillante supernova en el año 1.054 permite deducir que las estrellas de neutrones son el remanente de la explosión de una supernova.
4.6 - Agujeros negros
Un agujero negro es un cuerpo con un campo gravitatorio extraordinariamente grande generado por una gran concentración de masa en su interior. La enorme densidad y la consecuente atracción gravitatoria hace que ninguna partícula material ni radiación, incluyendo los fotones de luz, pueda escapar de dicha región. Están rodeados de una frontera esférica cerrada que permite que la luz entre pero impide que salga. Esta frontera u horizonte de sucesos separa el agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. La teoría general de la relatividad demostró que la luz estaba influenciada por la interacción gravitatoria y predijo la existencia de los agujeros negros antes de su descubrimiento.
Cuando la masa de una estrella es más de dos veces la de una gigante roja como el Sol llega un momento en su ciclo vital en el que, tras varios miles de millones de años de existencia, su fuerza gravitatoria comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una gran masa muy concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. Este proceso puede proseguir hasta que la estrella enana blanca se colapsa, su luz se apaga y termina por convertirse en un agujero negro.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. Aunque no se pueden ver por medios ópticos su existencia se detecta por sus efectos sobre la materia cercana.
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