Galaxia

El filósofo griego Demócrito (450-370 a. C.) propuso que la brillante banda en el cielo nocturno conocida como la Vía Láctea podría estar formada por estrellas distantes. ^{[ 22 ]} Aristóteles (384-322 a. C.), sin embargo, creía que la Vía Láctea era causada por "la ignición de la exhalación ígnea 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 celestes ". ^{[ 23 ]} El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c. 495-570 d. C.) criticó esta visión, argumentando que si la Vía Láctea fuera sublunar (situada entre la Tierra y la Luna), debería verse diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra, y debería tener paralaje , lo cual no ocurría. En su opinión, la Vía Láctea era celeste. ^{[ 24 ]}

Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Ibn al-Haytham (965–1037) realizó el primer intento de observar y medir la paralaje de la Vía Láctea, ^{[ 25 ]} y así "determinó que, dado que la Vía Láctea no tenía paralaje, debía estar lejos de la Tierra, no pertenecer a la atmósfera". ^{[ 26 ]} El astrónomo persa al-Biruni (973–1048) propuso que la galaxia Vía Láctea era "una colección de innumerables fragmentos de la naturaleza de estrellas nebulosas". ^{[ 27 ]} El astrónomo andalusí Avempace ( m. 1138) propuso que estaba compuesta de muchas estrellas que casi se tocaban entre sí, y parecía ser una imagen continua debido al efecto de 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 galaxia Vía Láctea era "una miríada de pequeñas estrellas apiñadas en la esfera de las estrellas fijas". ^{[ 29 ]}

La prueba fehaciente de que la Vía Láctea está compuesta por muchas estrellas llegó en 1610 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei la estudió con un telescopio y descubrió que estaba formada por una enorme cantidad de estrellas tenues. ^{[ 30 ] [ 31 ]} En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright especuló correctamente que podría ser un cuerpo giratorio de una enorme 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 desarrolló 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 mediante el conteo del 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 elipsoidal (diámetro de aproximadamente 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 mediante el estudio de cúmulos abiertos , surgió la imagen actual de la galaxia Vía Láctea. ^{[ 38 ]}

Algunas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles a simple vista en una noche oscura , 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 realizó la primera identificación registrada de la Galaxia de Andrómeda, describiéndola como una "pequeña nube". ^{[ 39 ]} En 964, aparentemente 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 con una declinación de aproximadamente 70° sur no era visible donde vivía. No fue bien conocida por los europeos hasta el viaje de Magallanes en el siglo XVI. ^{[ 41 ] [ 40 ]} La Galaxia de Andrómeda fue posteriormente observada independientemente por Simon Marius en 1612. ^{[ 39 ]}

En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg, en sus Principia, especuló que podría haber otras galaxias fuera de ellas, formadas en cúmulos galácticos, que eran partes minúsculas del universo que se extendían mucho más allá de lo que se podía ver. Las ideas de Swedenborg "son notablemente cercanas a las concepciones actuales del cosmos". ^{[ 42 ]} En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjeturó que algunos objetos similares a nebulosas eran colecciones de estrellas con propiedades únicas, incluyendo 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 ]}

Hacia finales del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía los 109 objetos celestes más brillantes con apariencia nebulosa. Posteriormente, William Herschel reunió 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 presentan grandes desplazamientos Doppler , lo que indica que se mueven a una velocidad superior a la de las estrellas que había medido. Constató 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, objeto Messier M31 . Al revisar el registro fotográfico, encontró 11 novas más . Curtis notó que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que ocurrían dentro de esta galaxia. Como resultado, pudo estimar una distancia de 150 000 pársecs . Se convirtió en 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 respaldar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es una galaxia externa, Curtis observó la aparición de franjas 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 determinó una distancia que respaldaba la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es, en efecto, un objeto extragaláctico distante. ^{[ 50 ]} Utilizando el nuevo telescopio de 100 pulgadas del Monte Wilson , Edwin Hubble pudo resolver las partes exteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales e identificó algunas variables cefeidas , lo que le permitió estimar la distancia a las nebulosas: estaban demasiado lejos 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 ]}

Esta imagen ultravioleta de Andrómeda muestra regiones azules que contienen estrellas jóvenes y masivas.

Los avances en astronomía siempre han estado impulsados ​​por la tecnología. Tras siglos de éxito en la astronomía óptica , en las últimas décadas se han producido importantes progresos en otras 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 con gran detalle las regiones internas de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos . ^{[ 55 ]} El infrarrojo también se utiliza para observar galaxias distantes con desplazamiento al rojo que se formaron mucho antes. El vapor de agua y el dióxido de carbono absorben varias 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 galaxias, en particular de galaxias activas, se realizó utilizando radiofrecuencias . La atmósfera terrestre es casi transparente a las ondas de radio entre 5 MHz y 30 GHz. La ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango. ^{[ 57 ]} La combinación de múltiples radiotelescopios permite la interferometría de muy larga base para mapear los chorros activos emitidos por los núcleos activos. ^{[ 58 ]}  

Los telescopios ultravioleta y de rayos X pueden observar fenómenos galácticos de alta energía. A veces se observan llamaradas ultravioleta cuando una estrella en una galaxia distante es desgarrada por las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. ^{[ 59 ]} 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 la astronomía de rayos X. ^{[ 60 ]}

En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable en el gas de hidrógeno atómico interestelar ; ^{[ 63 ]} y en 1951 se observó. Esta radiación no se ve afectada por la absorción del polvo, por lo que su desplazamiento Doppler puede usarse 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. ^{[ 64 ]} Con radiotelescopios mejorados , también se pudo rastrear el gas de hidrógeno 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 las galaxias se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible . ^{[ 65 ] [ 66 ]}

A partir de la década de 1990, el Telescopio Espacial Hubble proporcionó observaciones mejoradas. 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. ^{[ 67 ]} 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 × 10¹¹ galaxias en el universo observable. ^{[ 68 ]} La mejora de la tecnología 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 longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado varias galaxias nuevas. ^{[ 69 ]}

Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal , dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham , analizó muchas fuentes de datos para estimar que el universo observable (hasta z=8) contenía al menos dos billones (2 × 10 ¹² ) galaxias, un factor de 10 más que las que se observan directamente en las imágenes del Hubble . ^{[ 70 ] : 12 [ 71 ]} Sin embargo, observaciones posteriores con la sonda espacial New Horizons desde fuera de la luz zodiacal observaron menos luz óptica cósmica que Conselice, aunque siguen sugiriendo que las observaciones directas no detectan galaxias. ^{[ 72 ] [ 73 ]}

El sistema de clasificación de Hubble clasifica las galaxias elípticas según su elipticidad, desde E0, que es casi esférica, hasta E7, que es muy alargada. Estas galaxias tienen un perfil elipsoidal , lo que les confiere una apariencia elíptica independientemente del ángulo de visión. Su apariencia muestra poca estructura y suelen tener relativamente poca materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias también tienen una baja proporción de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación estelar nueva. 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 estelar cesa después del estallido inicial. En este sentido, tienen cierta similitud con los cúmulos globulares , mucho más pequeños . ^{[ 75 ]}

Galaxias de tipo cD

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, ^{[ 76 ]} 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 tenue halo de estrellas que se extiende a escalas de megaparsecs. ^{[ 77 ]} 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. ^{[ 78 ]}

La formación de estas galaxias cD sigue siendo un área activa de investigación, pero el modelo principal postula que son el resultado de la fusión de galaxias más pequeñas en entornos de cúmulos densos, o incluso de aquellas fuera de cúmulos con sobredensidades aleatorias. ^{[ 79 ]} Estos procesos son los mecanismos que impulsan la formación de grupos fósiles o cúmulos fósiles, donde una gran galaxia elíptica supergigante, relativamente aislada, reside en el centro 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, ^{[ 80 ]} un fenómeno observado en cúmulos como Perseo , ^{[ 81 ]} y más recientemente en el Cúmulo de Fénix . ^{[ 82 ]}

galaxia de concha

Una galaxia en concha es un tipo de galaxia elíptica donde las estrellas de su halo están dispuestas en conchas concéntricas. Aproximadamente una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura en concha, 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 centros de ambas galaxias se acercan, comienzan a oscilar alrededor de un punto central, y la oscilación crea ondulaciones gravitacionales que forman las conchas de estrellas, de forma similar a las ondas que se extienden sobre el agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de 20 conchas. ^{[ 83 ]}

Las galaxias espirales se asemejan a molinillos de viento en espiral . Aunque las estrellas y demás material visible que contienen se encuentran mayoritariamente en un plano, la mayor parte de la masa de las galaxias espirales reside en un halo de materia oscura aproximadamente esférico que se extiende más allá del componente visible, como lo demuestra el concepto de curva de rotación universal. ^{[ 85 ]}

Las galaxias espirales consisten en un disco giratorio de estrellas y medio interestelar, junto con un bulbo central de estrellas generalmente más antiguas. Desde el bulbo se extienden brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se clasifican como tipo S , seguido de una letra ( a , b o c ) que indica el grado de compactación de los brazos espirales y el tamaño del bulbo central. Una galaxia Sa tiene brazos muy compactos y poco definidos, y posee una región central relativamente grande. En el otro extremo, una galaxia Sc tiene brazos abiertos y bien definidos, y una región central pequeña. ^{[ 86 ]} A una galaxia con brazos poco definidos se la denomina a veces galaxia espiral floculenta ; en contraste con la galaxia espiral de gran diseño que tiene brazos espirales prominentes y bien definidos. ^{[ 87 ]} Se cree que la velocidad de rotación de una galaxia se correlaciona con la planitud del disco, ya que algunas galaxias espirales tienen bulbos gruesos, mientras que otras son delgadas y densas. ^{[ 88 ] [ 89 ]}

En las galaxias espirales, los brazos espirales tienen la forma de espirales logarítmicas aproximadas , un patrón que teóricamente se puede demostrar que resulta 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 velocidad angular constante . Se cree que los brazos espirales son áreas de materia de alta densidad, u " ondas de densidad ". ^{[ 90 ]} 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 mayor densidad. (La velocidad vuelve a la normalidad después de que las estrellas se separan al otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "onda" de desaceleraciones que se mueve a lo largo de una autopista llena de coches en movimiento. Los brazos son visibles porque la alta densidad facilita la formación estelar y, por lo tanto, albergan muchas estrellas brillantes y jóvenes. ^{[ 91 ]}

• Las galaxias peculiares son formaciones galácticas que desarrollan propiedades inusuales debido a las interacciones de marea con otras galaxias.
  • Una galaxia anular tiene una estructura en forma de anillo formada por estrellas y medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que una galaxia anular se forma cuando una galaxia más pequeña atraviesa el núcleo de una galaxia espiral. ^{[ 100 ]} Tal evento pudo haber afectado a la galaxia de Andrómeda , ya que muestra una estructura multianular cuando se observa en radiación infrarroja . ^{[ 101 ]}
• Una galaxia lenticular es una forma intermedia que posee propiedades tanto de galaxias elípticas como espirales. Estas se clasifican como tipo S0 de Hubble y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas ^{[ 102 ]} ( las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación SB0 de Hubble).
• Las galaxias irregulares son aquellas que no pueden clasificarse fácilmente dentro de una morfología elíptica o espiral.
  • Una galaxia Irr-I tiene cierta estructura, pero no se ajusta perfectamente al esquema de clasificación del Hubble.
  • Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se asemeje a una clasificación de Hubble y podrían haber sido desintegradas. ^{[ 103 ]} Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes . ^{[ 104 ]}

• Una galaxia oscura o "ultradifusa" es una galaxia de luminosidad extremadamente baja. Puede tener el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero con un número de estrellas visibles que representa solo el uno por ciento del de la Vía Láctea. Se han propuesto múltiples mecanismos para la formación de este tipo de galaxias, y es posible que las distintas galaxias oscuras se hayan formado por diferentes medios. ^{[ 105 ]} Una posible explicación para la baja luminosidad es que la galaxia perdió su gas formador de estrellas en una etapa temprana, lo que dio como resultado poblaciones estelares antiguas. ^{[ 106 ] [ 107 ]}

A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. ^{[ 108 ]} Son relativamente pequeñas en comparación con otras formaciones galácticas, con un tamaño aproximado de una centésima parte del de la Vía Láctea y 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 de tan solo 100  pársecs de diámetro. ^{[ 109 ]}

Muchas galaxias enanas pueden orbitar una única galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de satélites de este tipo, y se estima que hay entre 300 y 500 aún por descubrir. ^{[ 110 ]} 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 irregulares o galaxias elípticas / esferoidales enanas . ^{[ 108 ]}

Un estudio de 27 galaxias vecinas de la Vía Láctea reveló que, en todas las galaxias enanas, la masa central es de aproximadamente 10 millones de masas solares , independientemente de si contiene miles o millones de estrellas. Esto sugiere que las galaxias se forman principalmente a partir de materia oscura , y que el tamaño mínimo podría indicar una forma de materia oscura caliente incapaz de coalescencia gravitacional a menor escala. ^{[ 111 ]}

Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden desempeñar un papel importante en la evolución galáctica . Los acercamientos entre galaxias dan lugar a distorsiones por deformación debido a las interacciones de marea y pueden causar cierto intercambio de gas y polvo. ^{[ 112 ] [ 113 ]} Las colisiones ocurren cuando dos galaxias se atraviesan directamente y tienen suficiente momento relativo como para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan generalmente no colisionan, pero el gas y el polvo dentro de ambas formas interactúan, lo que a veces desencadena la formación de estrellas. Una colisión puede distorsionar severamente las formas de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras con forma de cola. ^{[ 112 ] [ 113 ]}

En el extremo de las interacciones se encuentran las fusiones galácticas, donde los momentos relativos de las galaxias son insuficientes para permitirles atravesarse mutuamente. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una única galaxia más grande. Las fusiones pueden provocar 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 masiva permanece relativamente intacta, y la más pequeña se desintegra. La Vía Láctea se encuentra actualmente en proceso de canibalización de la Galaxia Enana Elíptica de Sagitario y la Galaxia Enana Canis Major . ^{[ 112 ] [ 113 ]}

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 estelar . Si continúan haciéndolo, consumirían su reserva de gas en un lapso de tiempo menor que la vida de la galaxia. Por lo tanto, la actividad de brote estelar generalmente dura solo unos diez millones de años, un período relativamente breve en la historia de una galaxia. Las galaxias con brote estelar fueron más comunes durante la historia temprana del universo, ^{[ 115 ]} pero aún contribuyen con un estimado del 15% a la producción estelar total. ^{[ 116 ]}

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 . ^{[ 117 ]} Estas estrellas producen explosiones de supernovas , creando remanentes en expansión que interactúan poderosamente con el gas circundante. Estos brotes desencadenan una reacción en cadena de formación estelar que se extiende por toda la región gaseosa. La actividad solo cesa cuando el gas disponible está casi consumido o dispersado. ^{[ 115 ]}

Los brotes de formación estelar suelen estar asociados a la fusión o interacción de galaxias. El ejemplo prototipo de este tipo de interacción formadora de brotes estelares es M82 , que experimentó un encuentro cercano con la galaxia más grande M81 . Las galaxias irregulares suelen presentar nudos espaciados de actividad de brotes estelares. ^{[ 118 ]}

Una radiogalaxia es una galaxia con regiones gigantescas de emisión de radio que se extienden mucho más allá de su estructura visible. Estos lóbulos de radio energéticos son alimentados por chorros provenientes de su núcleo galáctico activo . ^{[ 119 ]} Las radiogalaxias se clasifican según su clasificación de Fanaroff-Riley . La clase FR I tiene menor luminosidad de radio y exhibe estructuras más alargadas; la clase FR II tiene mayor luminosidad de radio. La correlación entre la luminosidad de radio y la estructura sugiere que las fuentes en estos dos tipos de galaxias pueden diferir. ^{[ 120 ]}

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). Alcyoneus es una radiogalaxia de baja excitación de clase FR II que posee la mayor emisión de radio observada, con estructuras lobuladas que abarcan 5 megaparsecs (16 × 10⁶ ^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. Cabe señalar, sin embargo, que las emisiones de radio no siempre se consideran parte de la galaxia principal. ^{[ 121 ]}

Una radiogalaxia gigante es una clase especial de objetos caracterizados por la presencia de lóbulos de radio generados por chorros relativistas impulsados ​​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 mayores que los diámetros de sus galaxias anfitrionas. ^{[ 122 ]}

Una radiogalaxia "normal" se define por aquella cuya fuente de energía de radio no es un agujero negro supermasivo ni una estrella de neutrones monstruosa; en cambio, sus emisiones provienen de la radiación sincrotrón producida por electrones relativistas acelerados por supernovas. Estas fuentes tienen una vida relativamente corta, lo que convierte al espectro de radio de las radiogalaxias normales en una forma especialmente útil de estudiar la formación estelar. ^{[ 123 ]}

Algunas galaxias observables se clasifican como "activas" si contienen un núcleo galáctico activo (AGN). ^{[ 124 ]} Una porción significativa de la energía total de la galaxia es emitida por el núcleo activo en lugar de por sus estrellas, polvo y medio interestelar . Existen múltiples sistemas de clasificación y nomenclatura 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 cuasiestelares o cuásares . Los modelos de AGN sugieren que una fracción significativa de su luz se desplaza a frecuencias del infrarrojo lejano debido a que la emisión óptica y ultravioleta en el núcleo es absorbida y reemitida por el polvo y el gas que lo rodean. ^{[ 125 ]}

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. ^{[ 126 ] [ 127 ]} La luminosidad del AGN depende de la masa del SMBH y de la tasa 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 galáctico a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . El mecanismo para producir estos chorros no se comprende bien. ^{[ 128 ]}

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, el cual reemite la energía en el infrarrojo. Una luminosidad lo suficientemente alta como para ser una LIRG requiere una tasa de formación estelar de al menos 18  M☉  yr ⁻¹ . Las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG) son al menos diez veces más luminosas y forman estrellas a tasas >180  M☉  yr ⁻¹ . Muchas LIRG también emiten radiación de un AGN. ^{[ 138 ] [ 139 ]} Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que en todas las demás longitudes de onda combinadas, con una emisión máxima típicamente en longitudes de onda de 60 a 100 micras. Se cree que las LIRG se crean a partir de la interacción fuerte y la fusión de galaxias espirales. ^{[ 140 ]} Si bien son poco comunes en el universo local, las LIRG y las ULIRGS eran más frecuentes cuando el universo era más joven. ^{[ 139 ]}

Ya en la época de Edwin Hubble en 1936, se han realizado intentos por 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"). ^{[ 141 ]}

El diámetro isofotal se introduce como una forma convencional de medir el tamaño de una galaxia basándose en su brillo superficial aparente. ^{[ 142 ]} Las isofotas son curvas en un diagrama —como una imagen de una galaxia— que unen puntos de brillos iguales 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) distribuida uniformemente en un área de un segundo de arco cuadrado del cielo. ^{[ 143 ]} El diámetro isofotal se define típicamente como la región que encierra toda la luz hasta 25 mag/arcsec ² en la banda B azul , ^{[ 144 ]} que luego se denomina estándar D _25. ^{[ 145 ]}

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. ^{[ 149 ]} La elección de usar el 50% fue arbitraria, pero demostró ser útil en trabajos posteriores de R. A. Fish en 1963, ^{[ 150 ]} 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 ^{[ 151 ]} que definió una relación masa-radio en galaxias. ^{[ 142 ]}

Para definir R _e , es necesario capturar el flujo de brillo total 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 total es igual a 0,2. ^{[ 152 ]} El uso del radio de semiluz permite una estimación aproximada del tamaño de una galaxia, pero no es particularmente útil para determinar su morfología. ^{[ 153 ]}

Existen variaciones de este método. En particular, en el Catálogo de Galaxias ESO-Uppsala se utilizaron 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. ^{[ 154 ]}

Descrito por primera vez por Vahe Petrosian en 1976, ^{[ 155 ]} 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 (horizontalmente) 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 se capturara en la mayor medida posible, contrarrestando al mismo tiempo los efectos del ruido de fondo. Para una galaxia cuyo perfil de brillo es exponencial, se espera capturar todo su flujo de brillo, y el 80% para galaxias que siguen un perfil que cumple con la ley de De Vaucouleurs . ^{[ 156 ]}

Las magnitudes de Petrosian 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 de Petrosian se define en términos del flujo luminoso total de la galaxia. ^{[ 157 ]}

El Centro de Procesamiento y Análisis Infrarrojo emitió una crítica a una versión anterior de este método , ^{[ 158 ]} señalando 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 de Petrosian también presenta la desventaja de no captar la mayor parte de la luz fuera de la apertura de Petrosian, que se define en relación con el perfil de brillo general de la galaxia, especialmente para galaxias elípticas, con mayores relaciones señal-ruido a mayores distancias y corrimientos al rojo. ^{[ 159 ]} Graham et al. publicaron una corrección para este método en 2005, basada en la suposición de que las galaxias siguen la ley de Sérsic . ^{[ 157 ]}

Este método ha sido utilizado por 2MASS como una adaptación de los métodos de medición de isofotas empleados anteriormente. Dado que 2MASS opera en el infrarrojo cercano, que tiene la ventaja de poder reconocer estrellas más tenues, frías y antiguas, su enfoque es diferente al de otros métodos que normalmente utilizan filtros B. Los detalles del método empleado por 2MASS se han descrito exhaustivamente en un documento de Jarrett et al. , donde el estudio mide varios parámetros. ^{[ 160 ]}

La elipse de apertura estándar (área de detección) se define por la isofota infrarroja en la banda K _s (aproximadamente 2,2 μm de longitud de onda) de 20 mag/arcsec² ^. Para obtener el flujo luminoso total de la galaxia se han empleado al menos cuatro métodos: el primero consiste en una apertura circular que se extiende 7 segundos de arco desde el centro, una isofota de 20 mag/arcsec² ^, 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"). ^{[ 160 ]}

Los modelos actuales de formación de galaxias en el universo primitivo se basan en el modelo ΛCDM . Aproximadamente 300.000 años después del Big Bang , los átomos de hidrógeno y helio comenzaron a formarse en un evento 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 período se ha denominado la " edad oscura ". Fue a partir de fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrópicas ) en esta materia primordial que comenzaron a aparecer estructuras más grandes . Como resultado, masas de materia bariónica comenzaron a condensarse dentro de halos de materia oscura fría . ^{[ 184 ] [ 185 ]} Estas estructuras primordiales permitieron que los gases se condensaran en protogalaxias , nubes de gas a gran escala que fueron precursoras de las primeras galaxias. ^{[ 186 ] : 6}

A medida que el gas cae bajo la influencia gravitatoria 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 elementos más pesados. A medida que los cúmulos de gas se agregan formando discos giratorios, las temperaturas y presiones continúan aumentando. Algunas zonas 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 del halo , llamadas estrellas de Población III , aparecieron dentro de ellas. ^{[ 187 ]} Estas estaban compuestas de gas primordial, casi en su totalidad de hidrógeno y helio. La emisión de las primeras estrellas calienta el gas restante, lo que ayuda 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 eventualmente alcanzaron todo el universo, un evento llamado reionización . ^{[ 188 ]} Las estrellas más masivas colapsan en violentas explosiones de supernova liberando elementos pesados ​​("metales") en el medio interestelar . ^{[ 189 ] [ 186 ] : 14} Este contenido metálico se incorpora a las estrellas de Población II . ^{[ 190 ]}

Los modelos teóricos para la formación temprana de galaxias han sido verificados y fundamentados por una gran cantidad y variedad de observaciones astronómicas sofisticadas. ^{[ 186 ] : 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) del Telescopio Espacial James Webb (JWST) fue corregida posteriormente para estar más cerca de z ~ 5. ^{[ 191 ]} Sin embargo, las observaciones confirmadas del JWST y otros observatorios se están acumulando, lo que permite una comparación sistemática de las galaxias tempranas con las predicciones de la teoría. ^{[ 192 ]}

La evidencia de estrellas individuales de Población III en galaxias tempranas es aún más difícil de obtener. Incluso la evidencia espectroscópica aparentemente confirmada puede 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. ^{[ 193 ]} Observaciones posteriores ^{[ 194 ]} encontraron líneas de emisión metálicas, O _III , inconsistentes con una estrella de galaxia temprana. ^{[ 187 ] : 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, involucrando interacciones entre las fuerzas de la gravedad, la radiación y la energía térmica. Muchos detalles aún no se comprenden del todo. ^{[ 196 ]}

A los mil millones de años de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. ^{[ 197 ]} Se forman 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 fundamental en la regulación activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional añadida. ^{[ 198 ]} Durante esta época temprana, las galaxias experimentan un importante estallido de formación estelar. ^{[ 199 ]}

Durante los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco galáctico . ^{[ 200 ]} Una galaxia continuará absorbiendo material que cae desde nubes de alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. ^{[ 201 ]} 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 . ^{[ 202 ]}

Campo Profundo Extremo del Hubble (XDF)

Campo de visión XDF comparado con el tamaño angular de la Luna . En esta pequeña vista se aprecian varios miles de galaxias, cada una compuesta por miles de millones de estrellas .

Vista de XDF (2012): Cada punto de luz es una galaxia, algunas de las cuales tienen hasta 13.200 millones de años ^{[ 203 ]}  ; se estima que el universo observable contiene entre 200.000 millones y dos billones de galaxias.

La imagen XDF muestra (de izquierda a derecha) galaxias completamente maduras, galaxias casi maduras (de hace cinco a nueve mil millones de años) y protogalaxias , rebosantes de estrellas jóvenes (de más de nueve mil millones de años).

Las tasas de formación estelar en las galaxias dependen de su entorno local. Las galaxias aisladas de tipo "vacío" tienen la tasa más alta por masa estelar, mientras que las galaxias de "campo" asociadas con galaxias espirales tienen tasas más bajas y las galaxias en cúmulos densos tienen las tasas más bajas. ^{[ 204 ]}

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 presentaban una morfología peculiar. ^{[ 205 ]} Dada la distancia 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 una larga cadena de estrellas conocida como colas de marea. Ejemplos de estas formaciones pueden observarse en NGC 4676 ^{[ 206 ]} o en las Galaxias Antena . ^{[ 207 ]}

La Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a unos 130 km/s , y, dependiendo de los movimientos laterales, podrían colisionar en unos cinco o seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca ha colisionado con una galaxia tan grande como Andrómeda, sí ha colisionado y se ha fusionado con otras galaxias en el pasado. ^{[ 208 ]} Las simulaciones cosmológicas indican que, hace 11 mil millones de años, se fusionó con una galaxia particularmente grande que ha sido denominada Kraken . ^{[ 209 ] [ 210 ]} 

Este tipo de interacciones a gran escala son raras. Con el paso del tiempo, las fusiones de dos sistemas de igual tamaño se vuelven menos comunes. La mayoría de las galaxias brillantes se han mantenido prácticamente inalteradas durante los últimos miles de millones de años, y la tasa neta de formación estelar probablemente también alcanzó su punto máximo hace unos diez mil millones de años. ^{[ 211 ]}

Las galaxias espirales, como la Vía Láctea , producen nuevas generaciones de estrellas mientras tengan densas nubes moleculares de hidrógeno interestelar en sus brazos espirales. ^{[ 212 ]} Las galaxias elípticas carecen en gran medida de este gas y, por lo tanto, forman pocas estrellas nuevas. ^{[ 213 ]} El suministro de material para la formación estelar es finito; una vez que las estrellas han convertido el suministro disponible de hidrógeno en elementos más pesados, la formación de nuevas estrellas cesará. ^{[ 214 ] [ 215 ]}

Se espera que la era actual de formación estelar continúe durante hasta cien mil millones de años, y luego la "era estelar" llegará a su fin después de aproximadamente diez billones a cien billones de años (10¹³ ^– 10¹⁴ ^años  ), a medida que las estrellas más pequeñas y longevas del 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 expulsadas al espacio intergaláctico como resultado de colisiones. ^{[ 214 ] [ 216 ]}