Hasta ahora, en este viaje cósmico que hemos emprendido, nos hemos ido topando con otros grupos de galaxias similares al Grupo Local, cada uno formado por unas pocas galaxias importantes (del estilo de la nuestra) que suelen ir acompañadas por algunas decenas de otras mucho más pequeñas. Ha llegado el momento de presentar la primera gran aglomeración de nuestro entorno.

El cúmulo de Virgo

Este mapa de la figura 17.23 recoge la porción de la esfera celeste en la fronter a entre las constelaciones de Virgo y Leo. A la derecha está Denebola (β Leonis) y a la izquierda Vendimiatrix (ε Virginis). Además de otras estrellas, aparecen representadas (mediante pequeñas elipses rojas) las posiciones de galaxias grandes y brillantes: hay nada menos que 23, en un espacio bastante pequeño. En ningún otro lugar se da esta circunstancia, esta densidad.

Recorriendo esta zona con un telescopio mediano lo normal es tropezarse continuamente con alguna que otra galaxia: es el Cúmulo de Virgo.

En una esfera de unos 7 Mal de radio hay un gran grupo de galaxias, cerca de 1.500, muchas tan masivas como la Vía Láctea y algunas gigantescas. Cualquier fotografía de algún rincón de esta zona está plagada de “universos islas” (figura 17.24)

La galaxia de mayor brillo aparente del cúmulo de Virgo es la M 49, una elíptica gigante de 150.000 a.l. de diámetro que tiene una coloración amarillenta y un núcleo con intenso brillo, su distancia es de 56 Mal (figura 17.25).

La segunda en brillo aparente, pero la más interesante, es M 87 otra galaxia casi esférica que tiene un aspecto muy uniforme, sin rastros de nubes oscuras de polvo ni regiones H II; el brillo es muy intenso en el núcleo y se va difuminando conforme nos alejamos de él. Está a 53 Mal y tiene un diámetro de 250.000 a.l., pero lo más destacado es un chorro que parece surgir de su centro lo que hace suponer la existencia allí de alguna fuente energética muy potente. Es una de las más masivas galaxias conocida (figura 17.26)

Estructuras a gran escala

El cúmulo de Virgo dista de nosotros entre 50 y 60 Mal y es el conjunto central de una estructura aún más grande que consta de unos 100 grupos de galaxias (entre ellos el nuestro): el supercúmulo de Virgo o Local. Parece tener una geometría bastante horizontal disponiéndose la mayoría de sus grupos y cúmulos en o muy cerca de un mismo plano, el llamado plano supergaláctico. Podría contener del orden de 10.000 galaxias en un espacio parecido a una hoja o un disco de unos 100 Mal de extremo a extremo y una altura o grosor de solo 10 Mal. La figura 17.27 representa a escala este supercúmulo.

Clasificación de las galaxias

Hemos ido viendo unas cuantas fotografías de algunas de las galaxias más cercanas. Es momento de intentar poner un poco de orden y sistematizar lo observado. La clasificación que se sigue utilizando es la que hizo Edwin Hubble, (figura 17.28), en 1926 basada en el aspecto visual que nos ofrecen las galaxias.

Hay cuatro grupos: las elípticas, las espirales normales, las espirales barradas y las irregulares. Ya hemos visto algunas de cada tipo.

Hubble las dispuso en un esquema como éste, denominado “diapasón” de Hubble por su parecido con este instrumento (figura 17.29).

Las elípticas (E) parecen de forma esférica o de esfera achatada (elipsoide) y se les añade un número que indica su grado de aplastamiento. Las E0 son prácticamente esféricas y las E7 son las más achatadas. Suelen tener una coloración amarillenta que se debe a la abundancia de estrellas viejas (de Población II), relativamente frías, de las clases espectrales K o M que emiten mayormente en tonalidades rojizas. No presentan ninguna otra estructura, sino que son muy uniformes, con un brillo que disminuye desde el centro hacia el exterior. Pueden ser de tamaños muy variados, desde enanas hasta gigantes y son más abundantes dentro de los cúmulos.

Las espirales (S, del inglés spiral) ofrecen una estructura bien diferenciada, con un núcleo amarillento (de nuevo porque las estrellas allí suelen ser viejas y rojizas) y unos brazos con forma de espiral que rodean al núcleo y que están muy señalados por su tonalidad azulada debida ahora a la abundancia allí de estrellas jóvenes, calientes, de las clases espectrales O, B, cuyo pico de radiación se sitúa en el azul. Estas estrellas ionizan el gas que las rodea haciéndolo fluorescer en las nebulosas de emisión llamadas regiones H II, de característico color rosado. Otro elemento destacado en los brazos es la existencia allí de zonas oscuras, formadas por nebulosas densas de gas y polvo. Todo ello nos indica que en los brazos sigue habiendo abundante gas en forma de nebulosas donde podrían seguir naciendo nuevas estrellas. No hay muchas galaxias espirales en los densos centros de los cúmulos galácticos, pero predominan en los grupos más dispersos y son por lo general de tamaño mediano y grande.

Si el núcleo, en vez de ser redondeado como en las espirales normales, tiene una forma más alargada (como una barra), pues clasificaríamos esa galaxia como espiral barrada (SB). Todas las espirales (normales y barradas) se subdividen en tres clases en función del tamaño relativo del bulbo central y del diferente arrollamiento de los brazos.

Las Sa (o las SBa) muestran un núcleo proporcionalmente grande y unos brazos muy apretados en torno al bulbo central, casi sin separación entre ellos. En las Sb (o las SBb) el núcleo no es tan destacado y los brazos se desenvuelven algo más, se separan más del bulbo central. Por último, las Sc o SBc tienen un núcleo reducido y los brazos aparecen más separados, con mucho espacio entre ellos.

Hay un tipo específico de galaxias intermedio entre las elípticas y las espirales, el denominado S0, o galaxias lenticulares. Tienen apariencia de disco (como las espirales) con un bulbo central, pero no hay atisbo de brazos; las estrellas parecen repartirse en el disco de manera uniforme. Es como una galaxia elíptica pero achatada al máximo.

Finalmente, las que no presentan una estructura clara son arrojadas a ese cajón de sastre que constituye el último grupo: las irregulares (Irr). Suelen ser más bien pequeñas y en ellas parecen abundar las estrellas jóvenes y las regiones H II.

Toda esta información sobre las características de los diferentes tipos de galaxias se recoge en la siguiente tabla:

	E	S0	Sa SBa	Sb SBb	Sc SBc	Irregulares
Bulbo	todo	más disco	grande	mediano	pequeño	no hay
Brazos	no hay	no hay	difusos cerrados	marcados	dominan abiertos	trazas
Estrellas	viejas	viejas	algunas jóvenes	bastante jóvenes	muchas jóvenes	dominan las jóvenes
Gas	trazas	trazas	1 %	2-5 %	5-10 %	10-50 %
Región H II	no hay	no hay	trazas	algunas	muchas	dominan
Rotación	aleatoria		alrededor del núcleo, en el plano del disco
			lenta	moderada	rápida
Situación	en cúmulos		en grupos pequeños

Ejercicio 17.2

Clasifica las siguientes galaxias. Rellena la tabla indicando el tipo a qué corresponde cada una de ellas. Posteriormente haz clic aquí para ver la solución

 

M 32
NGC 1365
NGC 1427 A
NGC 3344
NGC 524

Las del ejercicio anterior son ejemplos muy definidos y no es difícil catalogarlas conforme a la organización que hizo Hubble. Sin embargo, en demasiados casos influye notablemente el ángulo de visión que nos ofrezca una galaxia, haciendo ardua la tarea de elegir, por ejemplo, entre una Sb o una Sc si la vemos muy de canto, como Andrómeda. ¿Cómo están de abiertos los brazos, que no se distinguen con claridad? Los expertos le otorgan el distintivo Sb. Además, no se tienen en cuenta propiedades físicas, sino exclusivamente el aspecto aparente. Por eso está siendo cuestionada, aunque la tradición hace que siga siendo ampliamente utilizada.

Ejercicio 17.3

Clasifica todas las galaxias vistas en este tema. Para ello rellena la tabla siguiente:

PNM		M 101		NGC 253
GNM		M 51		M 104
M 31		M 83		M 49
M 110		Centauro A		M 87

Haz clic aquí para ver la solución

Colisiones

No es nada raro encontrar en el cielo galaxias que están muy próximas (como las Nubes de Magallanes y la Vía Láctea) o incluso en pleno contacto (como Centaurus A). De nuevo las imágenes tomadas por los grandes telescopios pueden ser espectaculares: estas dos galaxias espirales NGC 2207 (izquierda) e IC 2163 en la constelación de Can Mayor están literalmente tocándose (figura 17.30).

Así pues, las colisiones entre dos galaxias parecen ser bastante frecuentes y tienen un papel importante en la evolución de las mismas. Y, ¿qué es lo que ocurre en tales acercamientos? ¿Chocan las estrellas entre sí como bolas de billar saliendo despedidas en todas direcciones? Pues no es así, las estrellas son demasiado pequeñas y excesivamente distantes entre sí para que esto pueda suceder.

Ampliación: choques galácticos ¿Cómo puede ocurrir que los choques galácticos sean frecuentes? ¿No hemos insistido en lo vacío que está el Universo? En realidad, es bastante lógico que esto suceda con facilidad. Intentemos imaginar dos galaxias medias (del tamaño de la nuestra, 100.000 al de diámetro) situadas a una distancia también media. Esto último es más difícil de precisar, pero asumamos que es de 2 Mal. Esa distancia es 20 veces mayor que el diámetro de cada galaxia. Sería como tener dos platos soperos de 20 cm de diámetro separados entre sí por una distancia de 20×20 = 400 cm = 4 m. Si los dejamos flotando libres en una habitación pues no será fácil que acaben chocando (aunque tampoco imposible) si se mueven al azar. Pero las galaxias no se desplazan libremente sino sometidas a la atracción gravitatoria: son masas enormes cada una tirando de la otra hacia ella. Por eso no es tan raro que acaben colisionando, máxime en las zonas de mayor densidad en los centros de cúmulos donde las distancias “típicas” pueden ser bastante menores. Hagamos otra analogía para entender por qué, en cambio, las estrellas no chocan: supongamos de nuevo dos estrellas medias (como el Sol que tiene un diámetro de 1.400.000 km) situadas en un brazo galáctico. La distancia “típica” entre ellas pongamos que es de 1 año luz (esto es bastante poco; recuerda que la estrella más próxima a nosotros es α Centauri que está a 4,3 a.l.). Hagamos un poco de cuentas. ¿Cuántas veces mayor es la distancia que las separa con respecto a su tamaño? Como la luz recorre 300.000 km en 1 segundo, resulta que en un año recorrerá 1 a.l. = 300.000 km·60·60·24·365 = 9,46·1012 km Dividamos: 9,46·1012 km / 1,4·106 = 6,75·106 La distancia entre esas dos estrellas (1 año luz) es casi siete millones de veces mayor que su diámetro. Sería ahora como tener dos garbanzos (cada uno de 1 cm de diámetro) separados entre sí por una distancia igual a 6,75·106 cm = 6,75·104 m = 67.500 m = 67,5 km. Obviamente si dejamos dos garbanzos separados por 67,5 km que se muevan, sería un verdadero premio gordo de la lotería que acabaran haciendo diana.

Las estrellas dentro de una galaxia están organizadas y se mueven acompasadamente. Toda la galaxia conforma una unidad gobernada por la atracción gravitatoria de todas sus masas (estrellas, nubes, materia oscura). Pero si dos galaxias se aproximan lo suficiente se producirán tirones gravitatorios de la una en la otra que las deformarán (como las mareas de la Tierra provocadas por la Luna) hasta dislocarlas de tal modo que muchas estrellas saldrán despedidas formando corrientes (colas) que se alejan de su posición inicial. Las nubes de gas sí que chocarán y se comprimirán dando lugar a zonas más densas donde comenzarán a fabricarse nuevos soles y donde aparecerán regiones oscuras donde se acumula el polvo. Posiblemente, tras atravesarse la una a la otra, prosigan su camino pero frenándose y volviendo hacia atrás para colisionar de nuevo y acabar formando un único objeto gigante.

Estos procesos se pueden estudiar con ayuda de grandes ordenadores. El resultado puede ser un acto de canibalismo (si una galaxia es mucho más grande que la otra, simplemente se la “traga”, incorpora una parte de la pequeña y otra es desparramada), o bien una fusión, quizá con la creación de una galaxia elíptica gigante a partir de dos espirales.

Algunos ejemplos de simulaciones de este canibalismo galáctico los puedes encontrar en las webs de la figura 17.31.

Pincha aquí para ver las simulaciones de la figura 17.31 A, y aquí para la ver la correspondiente a la 17.31 B.