Nuestra Galaxia es una espiral tranquila, quizá del tipo barrado. Pero en el universo hay otras muchas galaxias de tipos muy diferentes, y entre ellas se encuentra el grupo de las galaxias activas. Las galaxias activas contienen un núcleo que emite energía en cantidades enormes y de manera muy violenta. Como es natural, esos núcleos reciben el nombre de núcleos activos de galaxias o, también, núcleos de galaxias activas (o AGN, siglas de la denominación en inglés, active galactic nucleus). Las teorías más aceptadas atribuyen la emisión de energía a un agujero negro supermasivo situado en el centro de estas galaxias, sobre el cual se precipita materia a un ritmo considerable. La caída del material induce su calentamiento (más de un millón de grados) y compresión, y desencadena la emisión de energía en todas las longitudes de onda del espectro. Con frecuencia los núcleos activos de galaxias emiten también chorros de materia en direcciones opuestas, unos flujos de partículas que recorren distancias cosmológicas en el espacio intergaláctico y dan lugar a fenómenos de emisión radioeléctrica. Los núcleos activos de galaxias pueden manifestarse de varias maneras distintas desde el punto de vista observacional, dependiendo de sus características intrínsecas y del ángulo bajo el cual se observan desde la Tierra. Tenemos así los cuásares (con o sin emisión de ondas de radio), los blázares, las radiogalaxias, las galaxias de Seyfert, etc.
Un grupo de investigadores dirigido por el astrónomo Martijn Oei, del Observatorio de Leiden en los Países Bajos, describió recientemente una galaxia extremadamente grande. Situada a unos 3.000 millones de años luz de distancia, Alcioneo es una radiogalaxia gigante que alcanza los 5 megaparsecs en el espacio, es decir, que tiene 16,3 millones de años luz de diámetro. Un tamaño descomunal si se compara con nuestra galaxia, la Vía Láctea, que tiene unos 200.000 años luz de diámetro.
Dicho de otro modo más gráfico, el tamaño de esta galaxia gigante es de 154.283.880.000.000.000.000 kilómetros, un tamaño tan colosal que los astrónomos decidieron bautizarla con el nombre de un gigante de la mitología griega, hijo de Tártaro (el abismo) y Gea (la Tierra).
Para localizar Alcioneo, el grupo de astrónomos buscó datos recopilados por LOw Frequency ARray (LOFAR), una red interferométrica que consta de alrededor de 20.000 antenas de radiotelescopio, distribuidas en 52 ubicaciones en toda Europa. LOFAR es el observatorio de radio más sensible en sus bajas frecuencias de observación hasta que la matriz de kilómetros cuadrados (SKA) entre en funcionamiento alrededor de 2025.
Tras procesar todos estos datos, el equipo obtuvo imágenes que se han presentado como la búsqueda más sensible jamás realizada de lóbulos de radiogalaxias. A continuación, en vez de usar algún ordenador, usaron sus propios ojos para reconocer patrones, descubriéndose así la que parece la radiogalaxia más grande jamás encontrada.
¿La más grande?
Con todo, los descubridores matizan que afirmar que se trata de «la galaxia más grande conocida» puede ser engañoso, porque Alcioneo tiene la eyección de radio más grande de cualquier radiogalaxia, quea menudo no se tiene en cuenta para determinar el tamaño de las galaxias ordinarias.
Esta ambigüedad surge porque las galaxias no tienen un límite definido por su naturaleza y se caracterizan por una densidad estelar que disminuye gradualmente en función del aumento de la distancia desde su centro, lo que dificulta las mediciones de su verdadera extensión. De este modo, se pueden emplear diversos criterios para medir el tamaño de una galaxia.
El misterio de las radiogalaxias gigantes
Las radiogalaxias gigantes son las estructuras más grandes del Universo generadas por galaxias individuales y consisten en una galaxia anfitriona (que es el grupo de estrellas que orbitan un núcleo galáctico que contiene un agujero negro supermasivo), así como enormes chorros y lóbulos que brotan del centro galáctico (radiación electromagnética generada por partículas cargadas que se mueven a alta velocidad según una trayectoria curva).
Esta ambigüedad surge porque las galaxias no tienen un límite definido por su naturaleza y se caracterizan por una densidad estelar que disminuye gradualmente en función del aumento de la distancia desde su centro, lo que dificulta las mediciones de su verdadera extensión. De este modo, se pueden emplear diversos criterios para medir el tamaño de una galaxia.
El misterio de las radiogalaxias gigantes
Las radiogalaxias gigantes son las estructuras más grandes del Universo generadas por galaxias individuales y consisten en una galaxia anfitriona (que es el grupo de estrellas que orbitan un núcleo galáctico que contiene un agujero negro supermasivo), así como enormes chorros y lóbulos que brotan del centro galáctico (radiación electromagnética generada por partículas cargadas que se mueven a alta velocidad según una trayectoria curva).
Esta ambigüedad surge porque las galaxias no tienen un límite definido por su naturaleza y se caracterizan por una densidad estelar que disminuye gradualmente en función del aumento de la distancia desde su centro, lo que dificulta las mediciones de su verdadera extensión. De este modo, se pueden emplear diversos criterios para medir el tamaño de una galaxia.
El misterio de las radiogalaxias gigantes
Las radiogalaxias gigantes son las estructuras más grandes del Universo generadas por galaxias individuales y consisten en una galaxia anfitriona (que es el grupo de estrellas que orbitan un núcleo galáctico que contiene un agujero negro supermasivo), así como enormes chorros y lóbulos que brotan del centro galáctico (radiación electromagnética generada por partículas cargadas que se mueven a alta velocidad según una trayectoria curva).
Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o penachos que se extienden a escalas de megaparsec, lo que implica una escala de tiempo para el crecimiento del orden de decenas a cientos de millones de años. Esto significa que no se suele poder observar la dinámica de las fuentes de radio directamente, lo que obliga a recurrir a la teoría y las inferencias de un gran número de objetos.
Actualmente, se conocen alrededor de mil radiogalaxias gigantes. Sin embargo, los principales mecanismos que impulsan su crecimiento excepcional de estas galaxias continúan siendo poco conocidos. El hallazgo de Alcioneo podría aumentar nuestros conocimientos sobre estos colosos galácticos, así como también entender mejor el medio intergaláctico que se desplaza en los enormes vacíos del espacio.
De los 100.000 millones de galaxias que hay en el universo observable, alguna tenía que ser la más grande. De momento esta es la que bate todos los récords: la galaxia elíptica IC 1101, una bestia supermasiva 50 veces mayor en diámetro que nuestra Vía Láctea y con una masa 2.000 veces más grande. Se descubrió en 1790 pero no se catalogó hasta 1895.
Esta colosal concentración de estrellas mide 6 millones de años luz de lado a lado –aunque según cómo se mida también podría decirse que tiene «solo» 3 millones de años luz– y su masa equivale a la de 100 billones de estrellas. Como hoy sabemos, gran parte de esa masa es materia oscura. De modo que lo que «vemos» y detectamos de ella bien puede ser menos del 5 por ciento de lo que realmente conocemos como materia normal y corriente.
La IC 1101 se encuentra a 1.000 millones de años luz de distancia de nosotros, en dirección a la constelación de Serpens (la serpiente). Pero su tamaño es tan grande que si la pusiéramos en el centro de la Vía Láctea está se «tragaría» por su tamaño hasta las Nubes de Magallanes, a Andrómeda y a la Galaxia del Triángulo. ¡Glups!
Se supone que este tipo de galaxias tienen un enorme agujero negro en su centro, y el hecho de que se haya observado una fuente de rayos brillantes en ese punto se asocia con esta afirmación. De modo que además de contemplar a la IC 1101 como la más colosal de las galaxias supermasivas estaríamos hablando también de que contiene el mayor agujero negro encontrado hasta la fecha.
Las galaxias elípticas varían mucho en luminosidad, masa y tamaño, yendo desde las pequeñas enanas esferoidales, de características parecidas a las de un cúmulo globular -pero muy ricas en materia oscura– o las galaxias elípticas enanas, hasta las grandes galaxias elípticas presentes en grandes cúmulos de galaxias (por ejemplo, las galaxias de tipos D y cD, caracterizadas por estar envueltas por un gran halo difuso, tipo al cual pertenece la M87, el prototipo de galaxia elíptica gigante) –entre las cuales se hallan las mayores y más brillantes galaxias del Universo. Sus características comunes son:
Compuestas sobre todo por estrellas antiguas, llamadas población II
Físicamente también se pueden dividir en dos tipos: las «cuadradas» –que suelen ser galaxias grandes–, cuya forma es determinada por movimientos aleatorios de sus estrellas, pero que son mayores en algunas direcciones que en otras-, y las «discoidales», a menudo de luminosidad media o baja, en las que las estrellas suelen tener velocidades similares, pero que están relativamente aplanadas debido a la rotación de la galaxia; otras diferencias entre ambos tipos son:
Concentración de luz central: En las «cuadradas» existe una falta de concentración de luz en su centro mientras que las «discoidales» tienen más concentración de luz allí.
Poblaciones estelares: Mientras que las primeras están compuestas de estrellas viejas con mayor riqueza en elementos pesados, en las segundas hay poco o ningún enriquecimiento de tales elementos y sus estrellas son más jóvenes (no mucho más).
Fuentes de ondas de radio: Las galaxias elípticas «cuadradas» contienen a veces fuentes que producen fuertes emisiones de ondas de radio; en las discoidales esto es mucho más raro.
Medio interestelar: las primeras suelen tener gas caliente que puede detectarse gracias a su emisión de rayos X, sobre todo en las más grandes; en las segundas es mucho más raro que haya dicho gas.
La imagen tradicional de las galaxias elípticas las presenta como galaxias donde la formación estelar terminó tras el estallido inicial, presentando ahora solo viejas estrellas.
Algunas observaciones recientes han encontrado cúmulos de estrellas jóvenes, azules dentro de algunas galaxias elípticas, junto a otras estructuras que pueden explicarse por fusión de galaxias. En la nueva visión, una galaxia elíptica es el resultado de un largo proceso donde varias galaxias menores, de cualquier tipo, chocan y se fusionan en una mayor.
Hay tres maneras en las que puede obtenerse una galaxia elíptica a partir de la colisión entre dos galaxias anteriores: un choque que los astrónomos conocen cómo mojado en el cual hay gas frío en abundancia y un brote estelar y otro conocido cómo seco en el que no hay gas o es muy poco abundante y por tanto muy poca o ninguna actividad de formación estelar. El primer tipo produce una galaxia elíptica «discoidal» y el segundo una galaxia elíptica «cuadrada». Un excelente ejemplo del segundo tipo en acción observado con ayuda del Telescopio Spitzer es lo que está teniendo lugar en el cúmulo de galaxiasCL0958+4702, a casi cinco mil millones de años luz de nuestra galaxia, dónde cuatro grandes galaxias están fusionándose entre sí para dar lugar a una galaxia elíptica mucho mayor rodeada por un gran halo formado por miles de millones de estrellas expulsadas durante la fusión.
La tercera vía implica una galaxia espiral que ha agotado todo su gas debido a la formación de estrellas o que lo ha perdido por procesos diversos convirtiéndose en una lenticular. En este escenario, la colisión y absorción de galaxias menores -que en el caso de una galaxia espiral apenas tendrían efecto al reparar la formación estelar producida en dichas colisiones los daños sufridos por el disco de dicha galaxia- acaban por destruir el disco de la galaxia lenticular convirtiéndola en una elíptica.
Las galaxias espirales deben su nombre de los brazos luminosos con 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).
La galaxia espiral NGC 6744, similar a la Vía Láctea.
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. Junto con las galaxias irregulares, las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60% de las galaxias del universo actual.2 Se encuentran principalmente en regiones de baja densidad y son raros en los centros de los cúmulos de galaxias.
La clase S0 fue definida por primera vez por Edwin Powell Hubble en 1936 como una forma intermedia entre las galaxias elípticas y las espirales; Gerard de Vaucouleurs refinó posteriormente esta secuencia y en ella se clasifican como: S0 (sin barra central), SAB0 (rudimento de barra central), y SB0 (con barra central). Además, también se habla de: E/S0 (galaxias elípticas que recuerdan a una lenticular), S0– (galaxias lenticulares muy parecidas a una elíptica), S00 (galaxias lenticulares con cierta estructura interna), y S0+ (polvo presente y en algunos casos entroncando con las galaxias espirales -clasificación mixta S0/a-); las dos clasificaciones -según presencia o no de barra central y según estructuras visibles o no- se combinan entre sí, al igual que las que indican si existen anillos o no en ellas (ver para más Secuencia de Hubble).
Un sistema de clasificación de aparición bastante reciente desarrollado por los astrónomos John Kormendy y Ralf Bender es uno muy similar al utilizado para las galaxias espirales según el tamaño de su bulbo central y que transcurre de modo paralelo a la secuencia de las galaxias espirales; así se tienen las galaxias S0a-S0b-S0c (con las gradaciones intermedias S0ab y S0bc), análogas a las clasificaciones Sa, Sab, Sb, Sbc, y Sc para galaxias espirales y que entroncan con las galaxias esferoidales enanas; este sistema también distingue entre galaxias lenticulares con o sin barra del mismo modo que se describe arriba.
Este esquema, obtenido a partir de estudios realizados de galaxias lenticulares situadas en el Cúmulo de Virgo, refuerza la idea de que las galaxias lenticulares y esferoidales, al menos en cúmulos de galaxias ricos, proceden de galaxias espirales e irregulares que han perdido su materia interestelar cómo se detalla a continuación.
Y las características de la clasificación de las galaxias son el significado de cada una de ellas (S0 (sin barra central), SAB0 (rudimento de barra central), y SB0 (con barra central). Además, también se habla de: E/S0 (galaxias elípticas que recuerdan a una lenticular), S0– (galaxias lenticulares muy parecidas a una elíptica), S00 (galaxias lenticulares con cierta estructura interna), y S0+ (polvo presente y en algunos casos entroncando con las galaxias espirales -clasificación mixta S0/a-).
Las galaxias lenticulares suelen abundar en cúmulos de galaxias ricos, en detrimento de las galaxias espirales, y al parecer fueron en tiempos galaxias espirales que perdieron su gas por rozamiento con el gas intergaláctico caliente que llena el espacio intergaláctico y/o por interacciones gravitatorias con otras galaxias (sufriendo a causa de lo segundo brotes estelares que contribuirían a la pérdida de su medio interestelar y al aumento de su bulbo central); dos formas intermedias (que quizás sean el mismo objeto) entre ambas son las galaxias espirales anémicas, con menos materia interestelar y formación estelar que una galaxia espiral equivalente y las galaxias espirales pasivas, con estructura espiral pero con muy poca o ninguna formación estelar; otra propuesta que se ha hecho también, sobre la base de simulaciones matemáticas, es que las galaxias lenticulares son el producto de la fusión entre dos galaxias espirales de masas desiguales y ricas en gas.
En otros casos -galaxias lenticulares situadas no en cúmulos galácticos ricos o aisladas-, pueden haberse convertido en ese tipo de galaxia al haber agotado su materia interestelar. Sin embargo, y aunque haya cada vez más evidencias a favor de que las galaxias lenticulares existentes en cúmulos de galaxias pueden haber surgido a partir de galaxias espirales, la génesis de estos objetos, en particular de los más masivos, sigue siendo un problema abierto; de hecho, por ejemplo también se ha sugerido que la mayoría de las galaxias lenticulares pueden haber sido como son ahora desde su nacimiento -experimentando de cuando en cuando brotes de formación estelar-, en vez de galaxias espirales que han perdido su medio interestelar.
El Catálogo Messier incluye algunos buenos ejemplos de esta clase de galaxias, por ejemplo M84 y M85. Otro excelente ejemplo de este tipo de galaxias es NGC 3115.
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral, lenticular ni elíptica.1 Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mayor.
Las galaxias irregulares a menudo tienen un aspecto caótico, careciendo de un bulbo galáctico o de trazas de una estructura de brazos en espiral.2 La mayoría de las galaxias irregulares son galaxias enanas (contienen de 10 millones a mil millones de estrellas). Su brillo no se ve afectado por su forma irregular ya que a menudo son ricas en estrellas jóvenes y brillantes, pero su pequeño tamaño las hace difíciles de detectar, por lo que solo detectamos aquellas que están bastante cerca a la Tierra. A menudo orbitan alrededor de galaxias más grandes ( galaxias espirales ) que crean ondas de compresión (debido a la gravedad) que las atraviesan y desencadenan formaciones estelares muy rápidas allí. Habrían sido muy numerosas en el pasado en el universo, pero su número habría disminuido tras las colisiones (constituirían el 10% de las galaxias).
Las galaxias irregulares no tienen una forma particular. Estas están entre las galaxias más pequeñas y están llenas de gas y polvo. Teniendo una gran cantidad de gas y polvo, significa que estas galaxias tienen una gran cantidad de formación de estrellas llevándose a cabo en el interior de ellas. Esto puede hacerlas muy brillantes. Las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña, son ejemplos de galaxias irregulares. Ellas son dos galaxias pequeñas que viajan en órbita alrededor de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Alrededor del 15% de todas las galaxias son irregulares.
Hace aproximadamente 70 años que se introdujo el concepto de radio efectivo o radio de media luz para caracterizar el tamaño de las galaxias. A pesar de su popularidad, el radio efectivo no es una medida del tamaño sino de la concentración de la luz de las galaxias. Por eso, este radio no describe nuestro concepto intuitivo de tamaño de un objeto que está relacionado con la idea de borde o frontera. En este trabajo nuestro objetivo es mostrar las consecuencias indeseables de usar el radio efectivo para llegar a conclusiones sobre la naturaleza de las galaxias ultra difusas (UDGs) cuando se comparan con las enanas y las galaxias como la Vía Láctea. En vez del radio efectivo, proponemos para medir el tamaño de las galaxias el uso de un radio basado en la localización del umbral para que la densidad del gas sea tal que forme estrellas. Cuando comparamos esta nueva definición de tamaño con respecto al radio efectivo vemos que el nuevo tamaño describe mucho mejor la posición donde se encuentra el borde de la galaxia. Comparando este nuevo tamaño y los perfiles de densidad de masas tanto de enanas como de UDGs vemos que estas últimas tienen una extensión comparable con las enanas. También mostramos que no hay ninguna UDG conocida que tenga un tamaño comparable con las galaxias como la Vía Láctea. Encontramos que, en promedio, las UDGs son diez veces mas pequeñas en extensión que las galaxias como la Vía Láctea. Estos resultados muestran que el uso de medidores de tamaños que son sensibles a la concentración de la luz pueden dar lugar a resultados confusos.
El subtipo más raro de galaxia pertenece a este tipo y consiste en lo que se conoce como galaxia “anillo”, en la cual se observa una galaxia elíptica tradicional rodeada de un anillo donde también hay estrellas. Solo 1 de cada 1.000 galaxias parece tener esta forma. Se cree que estas galaxias se forman cuando una pequeña galaxia, atraída por una galaxia mayor (generalmente espiral), atraviesa a esta galaxia justo por el núcleo, provocando una distorsión gravitatoria que lleva a la formación de estas estructuras.
Hace poco tiempo que sabemos que existen otras galaxias además de la nuestra. Durante el llamado Gran Debate de 1920, los astrónomos Harlow Shapley y Heber Curtis aún estaban intentando decidir si las nubes difusas que se veían a través de los telescopios eran simples nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia u otras galaxias como la nuestra.
Y al final resultó que, efectivamente, esos objetos eran otras galaxias separadas de nosotros por distancias inimaginables. Este descubrimiento nos hizo darnos cuenta por primera vez de lo endiabladamente grande que el universo: a día de hoy se estima que existen entre 100.000 y 200.000 millones de galaxias en el universo observable que, juntas, suman un total de unos 70 trillones de estrellas. Eso es un 70 seguido de 21 ceros.
Existen varios tipos de galaxia. La imagen más estereotípica es la de la galaxia espiral, como la Vía Láctea o Andrómeda, porque suelen más llamativas y, además, son las más abundantes, ya que representan el 72% de las galaxias cercanas a nosotros. Las galaxias irregulares, sin ninguna forma en concreto, suponen un 10% de las galaxias cercanas, mientras que las lenticulares y las elípticas rellenan el 15% y el 3% restantes, respectivamente.
Pero hay una variedad de galaxia que, por su escasez, es mucho menos conocida: las galaxias anillo. El nombre de estas galaxias viene de su forma: un núcleo poco vistoso o casi inexistente rodeado por un anillo de estrellas jóvenes, separado por un espacio vacío.
Aun no se sabe con certeza cómo se forman estas curiosas estructuras. Hay quien sugiere que se trata del resultado de la interacción gravitatoria entre una galaxia grande y una más pequeña después de que ambas choquen, mientras que otros creen que el núcleo central podría haber robado el material que forma el disco de alguna otra galaxia que pasó demasiado cerca.
Bulan 
