GALÀXIA: CARACTERÍSTIQUES, COMPONENTS, TIPUS, FORMACIÓ - ART - 2025

Una galàxia és un conglomerat d'objectes astronòmics i matèria, com núvols de gas i pols, bilions d'estrelles, nebuloses, planetes, asteroides, cometes, forats negres i fins i tot molta matèria fosca, tot això estructurat gràcies a la força de gravetat.

El nostre sistema solar forma part d'una gran galàxia espiral anomenada Via Làctia. Aquest nom derivat de el grec pot traduir-se com "camí de llet", per la seva semblança a una banda tènuement il·luminada que travessa l'esfera celeste.

Figura 1. La bella galàxia lenticular coneguda com galàxia de l'Barret M104 en la constel·lació de Virgo, a 29.350.000 d'anys llum de nosaltres, vista amb el telescopi Hubble. Font: Wikimedia Commons.

A les nits clares d'estiu pot ser observada molt bé entre les constel·lacions de Escorpí i Sagitari, ja que en aquesta direcció es troba el nucli i on la densitat d'estrelles és molt més gran.

Història de la descoberta de les galàxies

El gran pensador i matemàtic grec Demòcrit d'Abdera (460-370 a. C.) va ser el primer a suggerir -en la seva època no hi havia telescopios- que la Via Làctia en realitat estava constituïda per milers d'estrelles tan llunyanes que no podien distingir-se unes d'altres.

Hi va haver d'esperar un temps abans que Galileu (1564-1642) li donés la raó, quan a l'apuntar el seu telescopi va trobar que al cel hi havia més estrelles de les que pogués explicar.

Galileu Galilei - Font: Domenico Tintoretto

Va ser el filòsof alemany Immanuel Kant (1724-1804) qui va especular sobre que la Via Làctia estava constituïda per altres tants milers de sistemes solars i que el conjunt tenia forma el·líptica i girava compassadament al voltant d'un centre.

Més encara, també va suggerir que existien altres conjunts d'estrelles i planetes com la Via Làctia i els va cridar universos illes. Aquests universos illes serien visibles des de la Terra com petites i tènues taques de llum.

20 anys després, en 1774 apareixia el catàleg Messier, un recull de 103 objectes de l'espai profund visibles fins a la data i realitzada per l'astrònom francès Charles Messier (1730-1817).

Entre aquests es trobaven alguns candidats a ser universos illes, que eren coneguts simplement com nebuloses. La nebulosa M31 era un d'ells, sent avui coneguda com la galàxia veïna d'Andròmeda.

William Herschel (1738-1822) ampliaria la llista d'objectes d'espai profund a 2500 i va descriure per primera vegada la forma de la Via Làctia. No obstant això, els científics encara no s'havien adonat que certes nebuloses com M31 eren per si mateixes immensos conglomerats d'estrelles semblants a la Via Làctia.

Calia un telescopi amb la suficient resolució, podent adquirir-se en 1904 quan es va construir l'enorme telescopi de l'Observatori Mount Wilson a Califòrnia amb un mirall 100 polzades de diàmetre. No va ser fins llavors que es va fer patent la mida de l'univers, perquè la de per si immensa Via Làctia és tot just una galàxia, entre innombrables conglomerats d'elles.

El 1924, Edwin Hubble (1889-1953) va aconseguir mesurar la distància a una d'aquestes nebuloses en espiral, observant les estrelles tipus cefeides en l'objecte M31, la nebulosa amb forma d'espiral més notable, anomenada Andròmeda.

Les cefeides són estrelles que canvien periòdicament la seva brillantor i aquest és proporcional a el període. Les més brillants tenen períodes més llargs.

En aquells dies, Harold Shapley (1885-1972) havia estimat la mida de la Via Làctia, però era tan gran, que estava convençut que la nebulosa d'Andròmeda es trobava a l'interior de la Via Làctia.

No obstant això, Hubble va determinar que la distància a les cefeides d'Andròmeda era molt més gran que la mida de la Via Làctia i que per tant no podia trobar-se dins d'aquesta. Andròmeda, a l'igual que la Via Làctia, era una galàxia per dret propi, tot i que per molt temps va seguir sent cridada "nebulosa extragalàctica".

Característiques generals

Les galàxies tenen forma i, com veurem més endavant, se les pot classificar d'acord a aquest criteri. A més contenen massa i per a res es tracta d'entitats estàtiques, ja que tenen moviment.

Hi galàxies gegants i molt brillants, com la Via Làctia i Andròmeda, i també galàxies anomenades "nanes", fins a mil vegades menys brillants. Per familiaritzar-se amb les mides convé conèixer algunes unitats de mesura utilitzades en astronomia. En primer lloc tenim l'any-llum.

L'any-llum és una unitat de distància que equival a la distància que recorre la llum en un any. Sent que la velocitat de la llum és de 300.000 km / s, multiplicant per la quantitat de segons que hi ha a 365 dies, el resultat és d'aproximadament 9 bilions i mig de quilòmetres.

A efectes comparatius, la distància de el Sol a la Terra és de 8.5 minuts-llum, uns 150 milions de quilòmetres, que equival aproximadament a una UA o unitat astronòmica, útil en mesuraments dins el sistema solar. L'estrella que el segueix més properes a el Sol és Pròxima Centauri a 4.2 anys-llum.

La UA dóna lloc a una altra unitat molt utilitzada: el parsec o paral d'un segon d'arc. Que un punt estigui a la distància d'un parsec, significa que el seu paral és igual a 1 segon d'arc entre la Terra i el Sol. La següent figura ho aclareix:

Figura 2. Esquema per definir el parsec. Font: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Mida, moviment i composició química

Les mides de les galàxies són summament variats, des de tan petites que amb prou feines tenen un miler d'estrelles, fins a les gegants galàxies el·líptiques de les que parlarem amb detall més endavant.

Així, tenim a la nostra Via Làctia d'uns 100.000 anys-llum de diàmetre, sent una galàxia de grans dimensions, però no la més gran. NGC 6872 té un diàmetre de 520.000 anys-llum, unes 5 vegades el diàmetre de la Via Làctia i és la galàxia espiral més gran coneguda fins ara.

Les galàxies no estan estàtiques. En línies generals les estrelles i els núvols de gas i pols tenen moviments de rotació al voltant de el centre, però no totes les parts d'una galàxia giren amb igual rapidesa. Les estrelles de centre giren més de pressa que les externes, en el que s'anomena rotació diferencial.

Pel que fa a la composició química, els elements més comuns en l'univers són hidrogen i heli. A l'interior de les estrelles, a manera de reactor nuclear de fusió, es van formant els elements més pesats que coneixem a través de la taula periòdica.

El color i lluminositat de les galàxies van canviant amb el temps. Les galàxies més joves són més blaus i brillants que les més antigues.

Les galàxies amb forma d'el·lipse tendeixen cap al vermell, amb nombroses estrelles antigues, mentre que les irregulars són les més blaves. En les galàxies amb forma d'espiral, el blau es concentra cap al centre i el vermell cap als afores.

Components de les galàxies

A l'observar una galàxia es poden identificar estructures com les següents, que estan presents a la Via Làctia, la qual s'ha pres com a model per ser la millor estudiada:

Disc i halo

Les dues estructures bàsiques de la nostra galàxia són el disc i l'halo. El disc està en el pla mitjà definit per la galàxia i conté gran quantitat de gas interestel que dóna origen a estrelles noves. També conté estrelles velles i cúmuls oberts -agrupació d'estrelles poc estructurada-.

Cal delimitar que no totes les galàxies tenen la mateixa taxa de formació estel·lar. Es creu que les galàxies el·líptiques tenen una taxa molt menor, a diferència de les espirals.

El Sol es troba en el disc galàctic de la Via Làctia, sobre el pla de simetria i a l'igual que totes les estrelles del disc, orbita la galàxia seguint una trajectòria aproximadament circular i perpendicular a l'eix de rotació galàctic. Tarda uns 250 milions d'anys a completar una òrbita.

L'halo recobreix la galàxia amb un volum esferoïdal menys dens, ja que és una regió amb molta menys quantitat de pols i gas. Conté els cúmuls globulars, estrelles agrupades per l'acció de la gravetat i molt més antigues que la del disc, estrelles individuals ia més l'anomenada matèria fosca.

La matèria fosca és un tipus de matèria la naturalesa es desconeix. Deu el seu nom al fet que no emet radiació electromagnètica i s'ha proposat la seva existència per explicar el fet que estrelles a l'exterior es moguin amb velocitats major a les esperades.

La velocitat a la qual es mou un estel que fa a centre de la galàxia depèn de la com està distribuïda la matèria, ja que és l'atracció gravitacional deguda a ella que un estel es manté en òrbita. Una major velocitat vol dir que hi ha més matèria que no es pot veure: la matèria fosca.

El bulb, el nucli galàctic i la barra

A part de el disc i l'halo, a la galàxia hi ha el bulb, la protuberància central o nucli galàctic, on hi ha una major densitat d'estrelles, sent per això molt lluminós.

La seva forma és aproximadament esfèrica -encara que el de la Via Làctia té forma més aviat de cacahuate- i en el seu centre hi ha el nucli, constituït per un forat negre, un fet que a l'semblar és comú en bona part de les galàxies, sobretot en les de forma espiral.

Els objectes que es troben en les adjacències de l'nucli giren, com hem dit, molt més de pressa que els que es troben més lluny. Allà la velocitat és proporcional a la distància a el centre.

Algunes galàxies espirals com la nostra tenen una barra, una estructura que travessa el centre i de la qual sorgeixen els braços en espiral. Hi ha més galàxies en espiral barrades que no barrades.

Es creu que les barres permeten transport de matèria des dels extrems fins al bulb, engrosándolo a l'propiciar la formació d'estrelles en el nucli.

Figura 3. Components de la Via Làctia. El Sol es troba en un dels braços i té un moviment de rotació al voltant de el centre de la galàxia, així com un moviment vertical. Font: Wikimedia Commons.

Tipus de galàxies

El primer que s'aprecia a l'observar les galàxies a través del telescopi és la seva forma. La gran galàxia Andròmeda, per exemple, té una forma d'espiral, mentre que la seva companya la galàxia NGC 147 té forma el·líptica.

El sistema de classificació de galàxies es basa en la forma que tenen i el més usat actualment és el diapasó o seqüència de Hubble, creat al voltant de 1926 per Edwin Hubble, i posteriorment modificat per ell mateix i altres astrònoms, conforme anava apareixent nova informació.

Hubble va dissenyar l'esquema en la creença que representava una mena d'evolució de les galàxies, però avui dia se sap que no és així. En la seqüència s'utilitzen lletres per designar les galàxies: I per a les galàxies el·líptiques, S per les galàxies en espiral i Irr per a les de manera irregular.

Figura 4. El diapasó de Hubble. Font: Wikimedia Commons.

galàxies el·líptiques

A l'esquerra, al mànec de l'diapasó, hi ha les galàxies el·líptiques representades amb la lletra E. Les estrelles que la conformen es distribueixen d'una manera més o menys uniforme.

El número que acompanya la lletra indica què tan el·líptica és la galàxia -elipticidad-, començant per E0 que és la més esfèrica, fins E7 que és la més aplanada. No s'han observat galàxies amb elipticitat major a 7. Denotant aquest paràmetre com є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Amb α i β com els semieixos aparents major i menor respectivament de l'el·lipse. No obstant això aquesta informació és relativa, perquè només disposem de la vista des de la Terra. Per exemple, no és possible saber si una galàxia que es mostra de cant és el·líptica, lenticular o espiral.

Les galàxies el·líptiques gegants estan entre els objectes més grans de l'univers. Són les més fàcils d'observar, encara que les versions molt més petites, anomenades galàxies el·líptiques nanes abunden molt més.

Figura 5. Galàxia el·líptica NGC 1316, en la constel·lació de Fornax, fusionant-se amb una altra galàxia més petita. Font: Image credit: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Galàxies lenticulars i espirals

Les galàxies lenticulars tenen forma de disc, sense braços en espiral, però poden tenir barra. La seva nomenclatura és S0 o SB0 i estan just a la bifurcació de la figura. Depenent de la quantitat de pols (zones d'alta absorció) en el seu disc, se subdivideixen en S01, SB01 fins S03 i SB03.

Les galàxies S són les galàxies en espiral pròpiament dites, mentre que les SB són les galàxies en espiral barrada, ja que les espirals semblen projectar-se a partir d'una barra que travessa la protuberància central. La gran majoria de les galàxies té aquesta forma.

Les dues classes de galàxies es distingeixen al seu torn pel grau de soltesa que tenen els braços espirals i s'assenyala amb minúscules. Aquestes es determinen comparant la mida de la protuberància més gran en amb la longitud del disc: L protuberància / L disc.

Figura 6. La bella galàxia espiral d'Andròmeda en la constel·lació de Cassiopea. Font: Wikimedia Commons Imatge de la NASA).

Per exemple, si aquest quocient és ≈ 0.3, les galàxies es denoten com Sa si és espiral simple, o SBa si és barrada. En aquestes, les espirals semblen estar més estretes i la concentració d'estrelles en els braços és més tènue.

A mesura que la seqüència prossegueix cap a la dreta, les espirals llueixen més soltes. La relació protuberància / disc d'aquestes galàxies és: L protuberància / L disc ≈ 0.05.

Si una galàxia té característiques intermèdies es poden afegir fins a dues lletres minúscules. Per exemple la Via Làctia és classificada per alguns com SBbc.

galàxies irregulars

Es tracta de galàxies la forma no encaixa amb cap dels patrons abans descrits.

El mateix Hubble les va dividir en dos grups: Irr I i Irr II, on les primeres estan tot just una mica més organitzades que les segones, perquè tenen alguna cosa que recorda la forma dels braços espirals.

Les galàxies Irr II són, podríem dir, amorfes i sense estructura interna recognoscible. Tant Irr I com Irr II solen ser més petites que les galàxies el·líptiques o les majestuoses galàxies en espiral. Alguns autors prefereixen referir-se a elles com galàxies nanes. Entre les més conegudes galàxies irregulars estan les veïnes Núvols de Magallanes, classificades com Irr I.

Figura 7. Galàxia irregular NGC 5408, descoberta en la constel·lació Centaurus per John Herschel en 1834. A el principi es va creure que era una nebulosa planetària. Font: Wikimedia Commons.

Posteriorment a la publicació de la seqüència de Hubble, l'astrònom francès Gerard de Vaucouleurs (1918-1995) va suggerir eliminar la nomenclatura Irr I i Irr II i trucar a les Irr I, que tenen una mica de braços espirals, com galàxies Sd - SBd, Sm - SBM o Im (La "m" és per galàxia tipus Magallanes).

Finalment, les galàxies la forma és veritablement irregular i sense cap mena d'espirals, es denominen simplement Anar. Amb això ha quedat la classificació moderna així:

Com es formen les galàxies?

La formació de galàxies és matèria de discussió activa en l'actualitat. Els cosmòlegs creuen que en els seus començaments l'univers va ser bastant fosc, ple de núvols de gas i matèria fosca. Això es deu a la teoria que les primeres estrelles es van formar després d'alguns centenars de milions d'anys després del Big Bang.

Un cop posat en marxa el mecanisme de producció estel·lar, aquest resulta tenir alts i baixos en la taxa. I ja que les estrelles són les que conformen galàxies, hi ha diferents mecanismes que porten a la formació de galàxies.

L'atracció gravitatòria és la força primigènia que posa en marxa la formació d'objectes còsmics. Una petita acumulació de matèria en algun punt atreu més matèria i aquesta comença a acumular-se.

Es creu que la Via Làctia va començar d'aquesta manera: petites acumulacions de matèria que amb el temps van donar lloc als cúmuls globulars de l'halo, entre els quals es troben les estrelles de major edat de la galàxia.

La rotació és inherent a l'acumulació de massa que va seguir a aquest període inicial de formació estel·lar. I amb la rotació es crea el moment angular, la conservació produir el col·lapse de la massa esfèrica transformant-la en un disc pla.

Les galàxies pot augmentar la seva grandària fusionant-se amb altres galàxies més petites. Es creu que això succeeix en l'actualitat amb la Via Làctia i les seves veïnes més petites, els núvols de Magallanes.

Una altra fusió que s'espera en un futur molt llunyà és la col·lisió amb Andròmeda que, a diferència de la majoria de les galàxies, s'està acostant a nosaltres. Actualment Andròmeda es troba a 2,2 milions d'anys llum de nosaltres.

Quantes galàxies hi ha a l'univers?

Encara que la major part de l'espai està buit, hi ha milions de galàxies, potser uns 100 bilions d'elles, segons algunes estimacions. Altres estimen 2 bilions de galàxies. La major part de l'univers roman inexplorat i no hi ha una resposta exacta a aquesta interrogant.

Tan sols en 12 dies, el telescopi espacial Hubble va trobar 10.000 galàxies de les més variades formes. El total real de galàxies existent en l'univers es desconeix. Quan s'observa amb un telescopi és necessari recalcar que s'està anant més lluny no solament en distància, sinó en el temps.

La llum de Sol que veiem ha trigat 8.5 minuts en arribar fins a nosaltres. La vista d'Andròmeda que observem amb binoculars és la de fa 2,2 milions d'anys. Per això el que veiem des de la Terra està en el rang de l'univers observable. Per ara no hi ha manera de veure què hi ha més enllà.

Una manera d'estimar quantes galàxies hi ha a l'univers observable és mitjançant les preses de camp extremadament profund de l'Hubble o XDF, que representen una petita àrea de l'esfera celeste.

En una d'aquestes preses es van trobar 5500 galàxies a 13.200 milions d'anys llum de nosaltres. A l'multiplicar aquest valor per la quantitat de XDF de l'esfera celeste completa, van estimar els 100.000 milions de galàxies esmentats.

Tot apunta que en èpoques precedents hi havia més galàxies de les que ara existeixen, però més petites, blaves i de formes més irregulars que les elegants galàxies en espiral que veiem avui.

Exemples de galàxies

Malgrat la seva immensa grandària, les galàxies no són solitàries, sinó que s'agrupen en estructures de tipus jeràrquic.

La Via Làctia pertany a l'anomenat Grup Local, en el qual tots els membres -uns 54- es troben a una distància no major de 1 Mega-parsec. Després la densitat de galàxies descendeix fins que apareix un altre cúmul similar a el Grup Local.

D'entre la immensa varietat de galàxies trobades, val la pena destacar alguns exemples sorprenents per les seves particularitats:

Galàxies el·líptiques gegants

Les galàxies més grans trobades fins ara són al centre dels cúmuls de galàxies. Són galàxies el·líptiques descomunals la gravetat atrau altres galàxies, engolint-les. En aquestes galàxies el ritme de formació estel·lar és molt baix, així que per seguir creixent atrapen a unes altres.

galàxies actives

Les galàxies actives, a diferència de les més normals i tranquil·les com la Via Làctia, emeten freqüències de molt alta energia, molt més gran que les emeses pels nuclis de les estrelles, comuns en qualsevol galàxia.

Aquestes freqüències d'alta energia amb una potència equival a bilions de sols surt de l'nucli d'objectes com els quàsars, descoberts el 1963. Sorprenentment 1 quàsar, un dels objectes més brillants en l'univers, és capaç de mantenir aquest ritme per milions d'anys.

Les galàxies Seyfert són un altre exemple de galàxies actives. Fins ara s'ha descobert diversos centenars d'elles. El seu nucli emet radiació altament ionitzada, variable en el temps.

Figura 8. La galàxia Seyfert M 106. Font: Wikimedia Commons. X-ray: NASA / CXC / Univ. of Maryland / ES Wilson et a l'.; Optical: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Es creu que en les rodalies de centre, una enorme quantitat de material gasós es precipita cap al forat negre central. La pèrdua de massa allibera energia radiant en l'espectre dels raigs X.

Les radiogalàxies són galàxies el·líptiques que emeten grans quantitats de radiofreqüències, deu mil vegades més que les galàxies corrents. En aquestes galàxies hi ha fonts -lóbulos de ràdio- unides per filaments de matèria a l'nucli galàctic, que emeten electrons en presència d'un intens camp magnètic.

referències

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson. 874-1037.
2. Galàxia. Recuperat de: es.wikipedia.org
3. How it works. 2016. Book of Space. 8th. Ed. Imagini Publishing Ltd.134-150.
4. Les galàxies. Recuperat de: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Oster, L. 1984. Astronomia Moderna. Editorial Reverté. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Stars and Planets. Peterson Field Guides. 148-154.
7. Quora. Quantes galàxies hi ha ?. Recobrat de: es.quora.com.
8. Una regla per mesurar l'univers. Recobrat de: henrietta.iaa.es
9. What is a galaxy? Recobrat de: spaceplace.nasa.gov.