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Galaxia elíptica

tipo de galaxia caracterizada por tener una forma elipsoidal

Una galaxia elíptica es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble caracterizada por tener una forma aproximadamente elipsoidal y apenas rasgos distintivos, careciendo por ejemplo de los brazos espirales que caracterizan a las galaxias homónimas. Son una de las cuatro principales clases de galaxias descritas por Edwin Hubble en el trabajo de 1936 The Realm of the Nebulae,[1]​ junto con las galaxias de espiral y lenticulares. Las galaxias elípticas (E) son, junto con las galaxias lenticulares (S0) con sus discos a gran escala, y las galaxias ES[2]​[3]​[4]​ con sus discos de escala intermedia, un subconjunto de la población de galaxias de "tipo temprano".

M87, una galaxia elíptica gigante típica.

La mayoría de las galaxias elípticas están compuestas de estrellas de baja masa más antiguas, con un escaso medio interestelar y una actividad mínima de formación estelar, y tienden a estar rodeadas por un gran número de cúmulos globulares. Se cree que las galaxias elípticas componen aproximadamente el 10-15% de las galaxias en el supercúmulo de Virgo, y no son el tipo de galaxia dominante en el universo en general.[5]​ Se encuentran preferentemente cerca de los centros de los cúmulos de galaxias.[6]​

Las galaxias elípticas varían en tamaño desde elípticas enanas con decenas de millones de estrellas, hasta supergigantes de más de cien billones de estrellas que dominan sus cúmulos de galaxias. Originalmente, Edwin Hubble planteó la hipótesis de que las galaxias elípticas evolucionaron en galaxias espirales, lo que luego se descubrió que era falso,[7]​ aunque la acumulación de gas y galaxias más pequeñas puede formar un disco alrededor de una estructura elipsoidal preexistente.[8]​[9]​ Las estrellas que se encuentran dentro de las galaxias elípticas son, en promedio, mucho más antiguas que las estrellas que se encuentran en las galaxias espirales.[7]​

Ejemplos editar

Clasificación editar

 
Hércules A, una galaxia elíptica supergigante y también una radiogalaxia. Los lóbulos de radio mostrados aquí en rosa tienen más de un millón de años luz de diámetro

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Las galaxias más grandes son elípticas supergigantes, o galaxias de tipo-cD. Las galaxias elípticas varían enormemente tanto en tamaño como en masa, con diámetros que van desde los 3000 años luz hasta más de 700 000 años luz, y masas desde 105 hasta casi 1013 masas solares.[10]​ Este rango es mucho más amplio para este tipo de galaxias que para cualquier otro. Las más pequeñas, las galaxias elípticas enanas, pueden no ser más grandes que un cúmulo globular típico, pero contienen una cantidad considerable de materia oscura no presente en los cúmulos. La mayoría de estas pequeñas galaxias pueden no estar relacionadas con otras elípticas. Se clasifican con una E seguida de un número (a veces puesto cómo subíndice) entre 0 y 7 que se calcula con la siguiente fórmula:  , dónde a y b son respectivamente los semiejes mayor y menor de la galaxia.

El tipo más común es el E3, y el máximo es el E7 –ya que por encima, la galaxia tendería a dispersarse y a tomar una forma más voluminosa–, y cabe destacar que su aspecto depende no solo de su forma sino del ángulo con el que la vemos, de modo que algunas E0 son en realidad elongadas –algo ya comentado por el propio Edwin Powell Hubble.

Así, para una galaxia esférica con a igual a b, el número es 0, y el tipo de Hubble es E0. Aunque el límite en la literatura se sitúa en torno a E7, se sabe desde 1966[2]​ que las galaxias E4 a E7 son galaxias lenticulares mal clasificadas con discos inclinados en diferentes ángulos respecto a nuestra línea de visión. Esto se ha confirmado mediante observaciones espectrales que revelan la rotación de sus discos estelares.[11]​[12]​ Hubble reconoció que su clasificación de formas depende tanto de la forma intrínseca de la galaxia, como del ángulo con el que se observa la galaxia. De ahí que algunas galaxias con el tipo E0 de Hubble sean en realidad alargadas.

A veces se dice que hay dos tipos físicos de elípticas: las elípticas gigantes con isótopos en forma de caja, cuyas formas son el resultado de un movimiento aleatorio mayor en unas direcciones que en otras (movimiento aleatorio anisótropo); y las elípticas normales y enanas, que contienen discos.[13]​[14]​ Esto es, sin embargo, un abuso de la nomenclatura, ya que hay dos tipos de galaxias de tipo temprano, las que tienen disco y las que no. Dada la existencia de galaxias ES con discos de escala intermedia, es razonable esperar que haya una continuidad de E a ES, y hacia las galaxias S0 con sus discos estelares de gran escala que dominan la luz a grandes radios.

 
NGC 3597 es el producto de una colisión entre dos galaxias. Está evolucionando hacia una galaxia elíptica gigante

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Las galaxias enanas esferoidales parecen ser una clase distinta: sus propiedades son más parecidas a las de las galaxias irregulares y las galaxias espirales tardías.

En el extremo superior del espectro elíptico, existe una división más amplia, más allá de la clasificación de Hubble. Más allá de las elípticas gigantes gE, se encuentran las galaxias-D y las galaxias-CD. Son similares a sus hermanas menores, pero más difusas, con grandes halos que pueden pertenecer tanto al cúmulo galáctico en el que se encuentran como a la galaxia gigante situada en el centro.

Características físicas editar

 
Galaxia elíptica IC 2006[15]​

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.[16]​ Sus características comunes son:

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.

Las galaxias elípticas se caracterizan por varias propiedades que las distinguen de otras clases de galaxias. Se trata de masas estelares esféricas u ovoides, carentes de gases estelares. Además, hay muy poca materia interestelar (ni gas ni polvo), lo que se traduce en bajas tasas de formación estelar, pocos open star clusters, y pocas estrellas jóvenes; más bien las galaxias elípticas están dominadas por poblaciones estelares viejas, lo que les confiere colores rojizos. Las grandes galaxias elípticas suelen tener un extenso sistema de cúmulos globulares. Generalmente tienen dos poblaciones distintas de cúmulos globulares: una más roja y rica en metales, y otra más azul y pobre en metales.[17]​

Las propiedades dinámicas de las galaxias elípticas y los bulbos de las galaxias disco son similares, lo que sugiere que pueden estar formadas por los mismos procesos físicos, aunque esto sigue siendo controvertido. Los perfiles de luminosidad tanto de las galaxias elípticas como de los bultos se ajustan bien al Ley de Sersic, y una serie de relaciones de escala entre los parámetros estructurales de las galaxias elípticas unifican la población.[18]​.

Toda galaxia elíptica masiva contiene un agujero negro supermasivo en su centro. Las observaciones de 46 galaxias elípticas, 20 protuberancias clásicas y 22 pseudobulbos muestran que cada una contiene un agujero negro en el centro.[19]​ La masa del agujero negro está estrechamente correlacionada con la masa de la galaxia,[20]​ evidenciado a través de correlaciones como la relación M-sigma que relaciona la dispersión de velocidad de las estrellas circundantes con la masa del agujero negro en el centro.

Las galaxias elípticas se encuentran preferentemente en cúmulos de galaxias y en grupos de galaxias compactas.

A diferencia de las galaxias espirales planas con organización y estructura, las galaxias elípticas son más tridimensionales, sin mucha estructura, y sus estrellas están en órbitas algo aleatorias alrededor del centro.

Cúmulos globulares y galaxias satélite editar

Las grandes galaxias elípticas suelen tener un sistema de cúmulos globulares, núcleos dobles, y gran cantidad de galaxias satélites. Una posible interpretación es el canibalismo galáctico, es decir la absorción de una galaxia menor por una mayor –por ejemplo, se sabe que nuestra Vía Láctea esta "digiriendo" un par de galaxias menores en la actualidad.

Origen editar

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 galaxias CL0958+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.

Se cree que todas las galaxias elípticas gigantes tienen un agujero negro supermasivo en su centro.

Formación estelar editar

En los últimos años, las pruebas han demostrado que una proporción razonable (~25%) de las galaxias de tipo temprano (E, ES y S0) tienen depósitos de gas residual[21]​ y la formación de estrellas de bajo nivel.[22]​

Los investigadores del Observatorio Espacial Herschel han especulado con que los agujeros negros centrales de las galaxias elípticas impiden que el gas se enfríe lo suficiente como para que se formen estrellas.[23]​

Véase también editar

Referencias editar

  1. ↑ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman Memorial Lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346.  Alt URL(pp. 124–151)
  2. ↑ a b Liller, M.H. (1966), The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II
  3. ↑ Nieto, J.-L. et al. (1988), More isotropic oblate rotators in elliptical galaxies
  4. ↑ Graham, A.W. et al. (2016), Disky Elliptical Galaxies and the Allegedly Over-massive Black Hole in the Compact “ES“ Galaxy NGC 1271 (see their Fig.7).
  5. ↑ Loveday, J. (February 1996). «The APM Bright Galaxy Catalogue.». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (4): 1025-1048. Bibcode:1996MNRAS.278.1025L. arXiv:astro-ph/9603040. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. 
  6. ↑ Dressler, A. (March 1980). «Galaxy morphology in rich clusters – Implications for the formation and evolution of galaxies.». The Astrophysical Journal 236: 351-365. Bibcode:1980ApJ...236..351D. doi:10.1086/157753. 
  7. ↑ a b John, D. (2006). Astronomy: The definitive guide to the universe. Bath, UK: Parragon Publishing., p. 224-225
  8. ↑ Dekel, A., et al. (2009), Cold streams in early massive hot haloes as the main mode of galaxy formation
  9. ↑ Stewart, Kyle R., et al. (2013), Angular Momentum Acquisition in Galaxy Halos
  10. ↑ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Wolf, Sidney C. (13 de enero de 2017). Open Stax Astronomy. Consultado el 2 de febrero de 2017. 
  11. ↑ Graham, A.W. et al. (1998), Extended stellar kinematics of elliptical galaxies in the Fornax cluster
  12. ↑ Emsellem, E. (2011), The ATLAS3D project - III. A census of the stellar angular momentum within the effective radius of early-type galaxies: unveiling the distribution of fast and slow rotators
  13. ↑ Pedraz, S. et al. (2002), L..59P Evidencia de rotación rápida en galaxias elípticas enanas
  14. ↑ Toloba, E. et al. (2015), Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-type Galaxies from the SMAKCED Project. III. Angular Momentum and Constraints on Formation Scenarios
  15. ↑ «Elliptical galaxy IC 2006». www.spacetelescope.org. ESA/Hubble. Consultado el 21 de abril de 2015. 
  16. ↑ Hixenbaugh, Kyle; Chandar, Rupali; Mok, Angus (2022). «The Ancient Globular Clusters of NGC 1291». The Astronomical Journal 163 (6): 271. Bibcode:2022AJ....163..271H. S2CID 248853311. arXiv:2205.14047. doi:10.3847/1538-3881/ac680d. 
  17. ↑ Hixenbaugh, Kyle; Chandar, Rupali; Mok, Angus (2022). «Los antiguos cúmulos globulares de NGC 1291». The Astronomical Journal 163 (6): 271. Bibcode:2022AJ....163..271H. S2CID 248853311. arXiv:14047 2205. 14047. 
  18. ↑ Graham, A.W. (2013), Estructura de las galaxias elípticas y de disco y leyes de escala modernas
  19. ↑ Kormendy, John; Ho, Luis C. (18 de agosto de 2013). «Coevolución (o no) de los agujeros negros supermasivos y las galaxias anfitrionas». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 51 (1): 511-653. Bibcode:2013ARA&A..51..511K. ISSN 0066-4146. S2CID 118172025. arXiv:1304.7762. 
  20. ↑ Graham, A.W. (2016), Galaxy Bulges and Their Massive Black Holes: A Review
  21. ↑ Young, L. M. (junio de 2011). «El proyecto Atlas3D - IV: el contenido de gas molecular de las galaxias de tipo temprano». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 414 (2): 940-967. Bibcode:..940Y 2011MNRAS.414 ..940Y. S2CID 119267988. arXiv:1102.4633. 
  22. ↑ Crocker, A. F. (enero 2011). «Gas molecular y formación estelar en galaxias de tipo temprano». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (2): 1197-1222. Bibcode:.1197C 2011MNRAS.410 .1197C. S2CID 54764264. arXiv:1007.4147. 
  23. ↑ «Las galaxias rojas y muertas tienen "corazones" de agujeros negros palpitantes, que impiden la formación de estrellas | HNGN - Headlines & Global News». Consultado el 8 de mayo de 2023. 

Enlaces externos editar

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