Galaxia espiral

Imagen de la galaxia espiral M81 en la que se puede observar polvo interestelar.

Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:

Las galaxias espirales deben su nombre de los brazos luminosos.


formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos 
logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las 
galaxias lenticulares que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. Son las más abundantes del universo constituyendo el 70 %.

El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.

Explicación de los brazos de las galaxias espirales.

La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales son manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.

Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos más luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes.

Curva de rotación y materia oscura

Curva de rotación de una galaxia espiral normal. La línea A representa la curva teórica y la línea B representa la curva experimental. La discrepancia entre las curva se debe a lo que se ha llamado materia oscura.

La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamado Conspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían una masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50 % y un 90 % de la masa total de la galaxia.

Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:

  1. El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
  2. Las galaxias mayores rotan más rápido.
  3. CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
  4. La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
  5. Proporción de materia oscura: 50 % en Sa y Sb; entre 80­ y 90 % en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.

El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.

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