Galàxia espiral
.jpg){kind=link}
Una galàxia espiral és un tipo de galàxia de la seqüència de Hubble que es caracterisa per les següents propietats físiques:[1]
- El disc és pla (en possibilitats de alabeo) i està format per matèria interestelar (gas i pols), estreles jóvens de Població I (alta metalicidad) i cúmuls oberts.
- El bulbo és similar a una galàxia elíptica, contenint numeroses estreles antigues, cridades de Població II i en baixa metalicidad, i normalment un forat negre supermasivo en el centre.
Les galàxies espirals deuen el seu nom dels braços lluminosos en formació estelar dins del disc que es prolonga —més o menys logarítmicamente— des del núcleu central. Encara que a voltes són difícils de percebre, estos braços les distinguixen de les galàxies lenticulares que presenten una estructura de disc pero sense braços espirals. Són les més abundants de l'univers, constituint el 70 %.
El disc de les galàxies espirals sol estar rodejat per grans aureoles esferoides d'estreles de Població II, moltes de les quals es concentren en cúmuls globulars que orbitan al voltant del centre galàctic. Esta aureola és coneguda com halo.
La Via Làctea és espiral, en una classificació en la seqüència de Hubble Sbc (possiblement SBbc; vore galàxia espiral barrada).
Els primers estudis sobre la formació dels braços espirals corresponen a Bertil Lindblad. Es va donar conte de que les estreles no poden estar organisades en forma d'espiral de manera permanent. ya que la velocitat de rotació del disc galàctic varia en la distància al centre de la galàxia, un braç radial ràpidament es voria curvat al rotar la galàxia. El braç, despuix d'unes poques rotacions, incrementaria la curvatura enrollándose cada volta més en la galàxia. Açò no és lo que s'observa.
La primera teoria admissible va ser ideada per C. C. Lin i Frank Shu en 1964. Varen sugerir que els braços espirals són manifestacions d'ones de densitat espirals. Varen supondre que les estreles es desplacen en òrbites llaugerament elíptiques i que l'orientació de les seues òrbites està correlacionada, açò és, les òrbites elíptiques varien la seua orientació, unes d'unes atres, llaugerament en l'increment de la distància al centre galàctic, tal com s'observa en el diagrama. Estes òrbites estan més propenques en algunes àrees presentant l'efecte de semblar braços. Les estreles no permaneixen sempre en la posició en que les veem, sino que passen pels braços en desplaçar-se en les seues òrbites.
S'han propost hipòtesis alternatives que impliquen ones de formació estelar desplaçant-se per la galàxia; les estreles lluentes produïdes en la formació estelar moren ràpidament, deixant regions més obscures despuix de l'ona i, per tant, fent esta visible.
Les galàxies espirals són coleccions enormes de mils de millons d'estreles, en les que moltes d'elles s'agrupen en forma de disc, en un abultamiento esfèric central en estreles en el seu interior. En el disc existixen braços més lluminosos a on es concentren les estreles més jóvens i lluentes. Junt en les galàxies irregulars, les galàxies espirals constituïxen aproximadament el 60% de les galàxies de l'univers actual.[2] Es troben principalment en regions de baixa densitat i són rars en els centres dels cúmuls de galàxies.[3]
S'ha observat que aproximadament dos terços de totes les espirals tenen un component adicional en forma d'estructura en forma de barra,[4] que s'estén des de la protuberància central, en els extrems de la qual comencen els braços espirals. La proporció d'espirals en barres en relació en les espirals sense barres provablement ha canviat a lo llarc de l'història del univers, en només un 10% de barres fa uns 8000 millons d'anys, a aproximadament una quarta part fa 2.500 millons d'anys. 5 mil millons d'anys, fins al present, a on més de dos terços de les galàxies en l'univers visible (volum de Hubble) tenen barres.[5]
La Via Làctea és una espiral barrada, encara que la barra en sí és difícil d'observar des de la posició actual de la Terra dins del disc galàctic.[6] Les proves més convincents de que les estreles formen una barra en el Centre Galàctic procedixen de varis sondejos recents, entre ells el del Telescopi Espacial Spitzer. [7]
Junt en galàxies irregulars, les galàxies espirals constituïxen aproximadament el 60% de les galàxies de l'univers actual.[8] Es troben sobretot en regions de baixa densitat i són poc freqüents en els centres dels cúmuls de galàxies. [9]
Estructura
[editar | editar còdic]
Les galàxies espirals poden estar formades per varis components distints:
- Un disc pla i giratori d'estreles i matèria interestelar del que els braços espirals són components prominents.
- Un Bulbo galàctic estelar central d'estreles principalment més velles, que s'assembla a una galàxia elíptica.
- Una distribució d'estreles en forma de barra
- Un halo casi esfèric d'estreles, moltes d'elles en cúmuls globulars
- Un forat negre supermasivo en el centre de la protuberància central.
- Un halo casi esfèric de matèria obscura.
L'importància relativa, en térmens de massa, lluentor i tamany, dels distints components varia d'una galàxia a una atra.
Braços en espiral
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Braç espiral.
Els braços espirals són regions d'estreles que s'estenen des del centre de galàxies espirals barradas i galàxies espirals no barradas. Estes llargues i primes regions s'assemblen a una espiral i per això donen el seu nom a les galàxies espirals. Naturalment, les distintes classificacions de galàxies espirals tenen estructures de braços distintes. Les galàxies Sc i SBc, per eixemple, tenen braços molt «solts», mentres que les galàxies Sa i SBa tenen braços molt apretats (en referència a la seqüència de Hubble). En qualsevol cas, els braços espirals contenen moltes estreles jóvens i blaves (per l'alta densitat de massa i a l'elevada taxa de formació estelar), que fan que els braços siguen tan lluents.
Protuberància
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Bulbo galàctic.
Una protuberància és un grup gran i apretat d'estreles. El terme es referix al grup central d'estreles que es troba en la majoria de les galàxies espirals, a sovint definit com l'excés de llum estelar per damunt de l'extrapolació cap a l'interior de la llum del disc exterior (exponencial).
.
Segons la classificació de Hubble, el bulbo de les galàxies Sa sol estar compost per estreles de població II, que són estreles roges velles en baix contingut en metal. Ademés, el bulbo de les galàxies Sa i SBa tendix a ser gran. En canvi, els bultos de les galàxies Sc i SBc són molt més menuts[10] i estan composts per estreles de la Població I jóvens i blaves. Alguns bultos tenen propietats similars a les de les galàxies elíptiques (reduïdes a menor massa i lluminositat); uns atres simplement apareixen com a centres de major densitat de discs, en propietats similars a les galàxies de disc.
Es creu que molts bultos alberguen un forat negre supermasivo en els seus centres. En la nostra pròpia galàxia, per eixemple, es creu que l'objecte cridat Sagitario A* és un forat negre supermasivo. Hi ha moltes llínees d'evidència de l'existència de forats negres en els centres de galàxies espirals, incloent la presència de núcleus actius en algunes galàxies espirals, i medicions dinàmiques que troben grans masses centrals compactes en galàxies com Messier 106.
Bar
[editar | editar còdic]
Les elongació d'estreles en forma de barra s'observen en aproximadament dos terços de totes les galàxies espirals.[11][12] La seua presència pot ser forta o dèbil. En les galàxies espirals (i lenticulares) de vora, la presència de la barra a voltes pot discernir-se per les estructures en forma de X o (clafoll de cacau) fora del pla[13][14] que solen tindre una visibilitat màxima a la mitat de la llongitut de la barra en el pla.
EsferoidePlantilla:Anchor
[editar | editar còdic]
La major part de les estreles d'una galàxia espiral estan situades prop d'un pla únic (el pla galàctic) en òrbitas circulares més o menys convencionals al voltant del centre de la galàxia (el centre galàctic), o en un esferoidal abultamiento galàctic al voltant del núcleu galàctic.
No obstant, algunes estreles habiten en un halo esferoidal o esferoide galàctic, un tipo d'halo galàctic. El comportament orbital d'estes estreles és controvertit, pero poden presentar òrbites retrògrades i/o molt inclinades, o no moure's en òrbites regulars. Les estreles del halo poden procedir de chicotetes galàxies que es fusionen en la galàxia espiral; per eixemple, la Nana Elíptica de Sagitari està en procés de fusió en la Via Làctea i les observacions mostren que algunes estreles del halo de la Via Làctea procedixen d'ella.
.
A diferència del disc galàctic, el halo sembla estar lliure de pols, i en major contrast, les estreles del halo galàctic són de Població II, molt més velles i en una metalicidad molt menor que les seues primes de Població I del disc galàctic (pero similars a les del bulbo galàctic). El halo galàctic també conté molts cúmuls globulars.
El moviment de les estreles del halo les fa travessar el disc en ocasions, i es creu que vàries chicotetes nanes roges propenques al Sol pertanyen al halo galàctic, per eixemple Estrela de Kapteyn i Groombridge 1830. Pel seu moviment irregular al voltant del centre de la galàxia, estes estreles solen mostrar un moviment propi inusualment alt.
Curva de rotació i matèria obscura
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Relació Tully-Fisher.
Les galàxies espirals presenten una curva de rotació (en avant CR) experimental molt diferent a les curves teòriques (fenomen cridat Conspiració disc-halo). Per a que les equacions teòriques (CR keplerianas, com la dels planetes al voltant del Sol) puguen ajustar-se a les senyes observades, les galàxies espirals necessitarien una massa molt major. Al no haver evidències observables actualment d'eixa massa invisible, se li va denominar matèria obscura. Este tipo de matèria invisible aplegaria a ser entre un 50 % i un 90 % de la massa total de la galàxia.
Les característiques generals de les curves de rotació són les següents:
- El pico de la CR varia entre 150 i 300 km/s.
- Les galàxies majors rotan més ràpit.
- CR puja més bruscament per a les Sa i Sb que per a les Sd i Sm.
- La majoria de les galàxies de baix lluentor superficial rotan llentament.
- Proporció de matèria obscura: 50 % en Sa i Sb; entre 80 i 90 % en Sd i Sm. Només un llímit inferior.
L'estudi d'estes curves de rotació és molt importants perque poden servir, per mig de relacions experimentals (com la relació Tully-Fisher) per a conéixer les distàncies a la que es troben estes galàxies.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae, New Haven: Yale University Press. OCLC 611263346. ISBN 9780300025002. Alt URL(pp. 124–151)
- ↑ Loveday, J.. “The APM Bright Galaxy Catalogue”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (4): 1025–1048. doi:. Bibcode: 1996MNRAS.278.1025L.
- ↑ Dressler, A.. “Galaxy morphology in rich clusters — Implications for the formation and evolution of galaxies”. The Astrophysical Journal 236: 351–365. doi:. Bibcode: 1980ApJ...236..351D.
- ↑ D. Mihalas. Astronomia galàctica, W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0326-6.
- ↑ «Hubble i el Zoo de Galàxies descobrixen que les barres i les galàxies bebé no es duen ben».
- ↑ «Ripples in a Galactic Pond».Consultat el 19 d'octubre de 2023.
- ↑ “Primers resultats de GLIMPSE sobre l'estructura estelar de la galàxia” . The Astrophysical Journal Letters 630 (2): L149-L152.
- ↑ Loveday, J.. “El catàlec de galàxies lluentes APM”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (4): 1025-1048. doi:. Bibcode: .1025L 1996MNRAS.278 .1025L.
- ↑ Dressler, A.. “Morfologia de galàxies en cúmuls rics - Implicacions per a la formació i evolució de galàxies”. The Astrophysical Journal 236: 351-365. doi:.
- ↑ Alister W. Graham i C. Clare Worley (2008), Inclination- and dust-corrected galaxy parameters: bulge-to-disc ràtios and size-luminosity relations
- ↑ de Vaucouleurs, G.; de Vaucouleurs, A.; Corwin, H. G., Jr.; Buta, R. J.; Paturel, G.; Fouqué, P. (2016), Third Reference Catalogue of Bright Galaxies
- ↑ B.D. Simmons et al. (2014), Galaxy Zoo: CANDELS agraneu discs and bar fractions
- ↑ Astronomy Now (8 de maig de 2016), Astronomers detect double 'peanut shell' galaxies
- ↑ Bogdan C. Ciambur i Alister W. Graham (2016), Quantifying the (X/peanut)-shaped structure in edge-on disc galaxies: length, strength, and nested peanuts
- ↑ «Un embroll d'estreles».
- Este artícul conté una traducció derivada de «Galaxia espiral» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.