La técnica de la interferometría de muy larga base a longitudes de onda milimétricas (mm-VLBI) ha permitido obtener imágenes de los motores centrales de las galaxias activas con una resolución angular de decenas de microsegundos de arco. Para aquellos objetos más cercanos (M87, SgrA) se obtienen resoluciones lineales del orden de las decenas de Radios de Schwarzschild, lo que permite estudiar con detalle único la vecindad de los agujeros negros supermasivos.

Las observaciones astronómicas utilizando la técnica de Interferometría de muy larga base, a longitudes de onda milimétricas proporcionan una resolución angular única en Astronomía. De este modo, observando a 86 GHz se consigue una resolución angular del orden de 40 microsegundos de arco, lo que supone una resolución lineal de 1 año-luz para una fuente con un corrimiento al rojo z = 1, de 10 días-luz para una fuente con un corrimiento al rojo de z = 0,01 y de 10 minutos-luz (1 Unidad Astronómica) para una fuente situada a una distancia de 8 Kpc (1 parcec = 3,26 años-luz), la distancia de nuestro centro galáctico. Debemos resaltar que con la técnica de mm-VLBI disfrutamos de una doble ventaja: por un lado alcanzamos una resolución de decenas de microsegundos de arco, proporcionando imágenes muy detalladas de las regiones emisoras y, por otro, podemos estudiar aquellas regiones que son parcialmente opacas a longitudes de onda más larga.

Las galaxias activas tienen nucleos que brillan tanto, que pueden llegar a ser más luminosos que las galaxias que los alberga. Estas galaxias activas sae caracterizan porque en sus núcleos ocurren procesos no-térmicos que liberan enormes cantidades de energía que parece provenir de una región muy pequeña y brillante situada en el corazón de la galaxia.

Son muchos los indicios que favorecen la hipótesis de que tales objetos son agujeros negros muy masivos (del orden de 100-1000 millones de veces la masa del Sol), con un tamaño de 1 minuto-luz o varios días-luz. La enorme fuerza gravitatoria que ejercen estos agujeros negros atrae el gas y las estrellas de las inmediaciones, formando el denominado disco de acrecimiento que está en rotación diferencial en torno al objeto masivo.

El modelo de “Agujero Negro + disco de acrecimiento” es el más satisfactorio hoy día para explicar las propiedades de los núcleos activos de galaxias. Un aspecto muy destacado en la morfología de las regiones compactas de los núcleos activos es la presencia de una intensa emisión radio en forma de chorros (los denominados Jets relativistas), que están formados por un plasma de partículas relativistas que emanan del núcleo central y viajan hasta distancias de varios megaparsec.

Jet relativista de un AGN. Creditos: Pearson Education, Inc., Upper Saddle River, New Jersey

Estos Jets son los aceleradores de partículas más energéticos del Cosmos. Sin embargo, todavía se desconoce como se generan, aceleran y coliman, si bien a través de simulaciones magnetohidrodinámicas se conoce que el campo magnético juega un papel fundamental en estos procesos. La técnica de mm-VLBI proporciona imágenes directas y nítidas de las regiones nucleares de las galaxias activas y acotan tanto el tamaño de los núcleos como la anchura de los chorros en la vecindad del agujero negro supermasivo. De hecho, las resoluciones angulares proporcionadas por mm-VLBI corresponderían a escalas lineales del orden de miles, centenares y decenas de Radios de Schwarzschild dependiendo de la distancia y la masa del agujero negro.

Existen algunos casos espectaculares, las imágenes obtenidas con mm-VLBI trazán los chorros relativistas a escalas del subparsec, cartografiando los motores centrales de las fuentes compactas con una resolución lineal tal que nos permite acercarnos a la última órbita estable en torno al agujero negro supermasivo. Podemos mencionar algunos casos espectaculares:

Mrk 501

Mrk 501: Es una radiogalaxia situada a un corrimiento al rojo de z = 0.oo34. La masa del agujero negro central es del orden de mil millones de masas solares, por lo que el tamaño del radio de Schwarzschild es de 0,12 días-luz. Las observaciones con mm-VLBI a 86 GHz, muestra que su núcleo es muy compacto. El tamaño del núcleo de la radiofuente se puede establecer en 0,03 pc.

M87: La galaxia M87 está situada a la una distancia de 16,75 Mpc tiene un agujero negro situado en la región nuclear con una masa del orden de los 3.000 millones de masas solares, lo que implica que el tamaño del Radio de Schwarzschild es de 0,34 días-luz, Las observaciones interferométricas a 45 y 43 GHz han mostrado la presencia de un chorro relativista, en la que se observan dos fenómenos muy relevantes: i) en la base del jet, el ángulo de apertura es muy grande, lo que indicaría que el chorro vuelve a recolimarse a una cierta distancia del Agujero Negro central; ii) el chorro presenta fuerte emisión en sus bordes (fenómeno conocido como “edge brightening”, mientras que presenta emisión muy débil en su interior.

Todo esto lleva consigo una serie de implicaciones y parámetros de tipo técnicos que no son al caso destacar aquí.

• Demostración de la posibilidad de realizar astrometría diferencial de precisión en observaciones de VLBI de alta resolución, tanto a longitudes de onda milimétricas (Guirado et al., A&A, 353, L37, 2000), como con antenas en el espacio, usando el satélite japonés HALCA del proyecto VSOP (Guirado et al., A&A, 353, L37, 2001).

Las observaciones de VLBI a longitudes de onda centimétricas han mostrado que SgrA, la radiofuente compacta en el centro de nuestra Galaxia, tiene un tamaño angular que escala con la longitud de onda al cuadrado, resultado que se interpreta físicamente considerando que la estructura que detectamos para SgrA no es su estructura intrínseca sino la imagen resultado de la interacción de su emisión de radio con sus electrones interestelares de la región interna de la Galaxia (lo que técnicamente se conoce como el “disco de scattering”. Las observaciones con mm-VLBI a 86 GHz han permitido determinar por primera vez el tamaño intrínseco de SgrA que ha resultado ser de 1,01 UNidades Astronómicas.

Al sintonizar hacia el centro de la Vía Láctea, los radioastrónomos exploran un lugar complejo y misterioso donde está SgrA que…

Considerando que SgrA se encuentra a una distancia de 8 Kpc y que su masa es de 4 millones de masas solares, este tamaño lineal corresponde a 12,6 Radios de Schwarzschild. Con todo esto, vengo a decir que estamos ya en la misma vecindad de los agujeros negros y, lo único que tenemos que despejar es la incognita que nos pueda crear el efecto del que nos habla la Relatividad General cuando establece que la radiación proveniente de una superficie esférica a una cierta distancia del agujero negro, sufriría un proceso de lente gravitacional amplificadora dandonos un tamaño mayor que el real. Así, cualquier objeto emisor con un tamaño intrínseco inferior a 1,5 Radios de Schwarzschild tendría un diámetro aparente mayor que 5,2 R de Schwarzschild.

¡Es todo tan complejo!

emilio silvera

La Galaxia espiral que acoge a nuestro Sol y a las estrellas visibles a simple vista durante la noche; es escrita con G mayúscula para distinguirla de las demás galaxias. Su disco es visible a simple vista como una débil banda alrededor del cielo, la Vía Láctea; de ahí que a la propia Galaxia se la denomine con frecuencia Vía Láctea.

Nuestra galaxia tiene tres componentes principales. Uno es el disco de rotación de unas 6×10¹⁰ masas solares consistentes en estrellas relativamente jóvenes (población II), cúmulos cubiertos de gas y polvo, estando estrellas jóvenes y material interestelar concentrados en brazos espirales. El disco es muy delgado, de unos 1.000 a. l., comparado con su diámetro de más de 100.000 años luz. Aún continúa una activa formación de estrellas en el disco, particularmente en las nubes moleculares gigantes.

El segundo componente principal es un halo débil y aproximadamente esférico con quizás el 15 – 30% de la masa del disco. El halo está constituido por estrellas viejas (población II), estando concentradas parte de ellas en cúmulos globulares, además de pequeñas cantidades de gas caliente, y se une a un notable bulbo central de estrellas, también de la población II.

El tercer componente principal es un halo no detectado de “materia oscura” con una masa total de al menos 4×10¹¹ masas solares. En total, hay probablemente alrededor de 2×10¹¹ estrellas en la Galaxia (unos 200 mil millones), la mayoría con masas menores que el Sol.

Impresionante vista de la Vía Láctea desde el Manua Kea

La edad de la Galaxia es incierta, si bien el disco tiene al menos 10.000 millones de años, mientras que los cúmulos globulares y la mayoría de las estrellas del halo se cree que tienen entre 12.000 y 14.000 millones de años. El Sol se encuentra a una distancia que está entre 26.000 y 30.000 años luz del centro galáctico, en el Brazo de Orión. El mismo centro galáctico se halla en la constelación Sagitarius.

Un lugar complejo y misterioso el Centro de nuestra Galaxia. Allí reside un monstruoso Agujero Negro, Sagitarius A que debora todo cuanto traspase la línea de iras y no volveras, el límite del horizonte de sucesos para ser engullido para siempre, sea cual fuere la materia de la que se trate entrara a integrarse en la masa del Agujero Negro en la Singularidad.

La Vía Láctea es una espiral, aunque las observaciones de su estructura y los intentos de medir las dimensiones de los brazos espirales se ven impedidos por el polvo oscurecedor del disco y por las dificultades en estimar distancias. Es posible que la Galaxia sea una espiral barrada dado que existen algunas evidencias de una estructura en forma de barra en las regiones centrales y el bulbo.

Ya nos gustaría poder contemplar una imagen completa de nuestra Galaxia, La Vía Láctea. Sin embargo, su enorme diámetro de cien mil años-luz, hace casi imposible que podamos llevar un ingenio tecnológico robotizado hasta las afueras de la galaxia para que la pueda captar y, desde la órbita de la Tierra dentro de la misma Galaxia, resulta imposible.

Todas las galaxias son sistemas de estrellas, a menudo con gas y polvo interestelar, unidas por la gravedad. Las galaxias son las principales estructuras visibles del universo. Varían desde las enanas con menos de un millón de estrellas a las supergigantes con más de un billón de estrellas, y un diámetro desde unos pocos cientos a mas de 600.000 años luz. Las galaxias pueden encontrarse aisladas o en pequeños grupos, como el nuestro conocido Grupo Local, o en grandes cúmulos como el Cúmulo de Virgo.

Los grandes cúmulos contienen grandes cantidades de galaxias de todo tipo, y, viendo el esquema de arriba nos podemos hacer una idea de la grandiosidad del Universo, cuando un sólo cúmulo de galaxias contiene todo lo que arriba está señalado. Pensad que cada una de esas galaxias, al igual que nuestra Vía Láctea, contiene una ingente cantidad de objetos que, como los planetas, tienen su propia historia, y, no digamos de la enorme cantidad de mundos con posibilidad de contener vida pueden estar ahí presentes.

Las galaxias se clasifican habitualmente de acuerdo a su apariencia (clasificación de Hubble). A parecen en dos formas principales: espirales (con brazos) y elípticas (sin brazos). Las elípticas tienen una distribución de estrellas suave y concentrada en el centro, con muy poco gas o polvo interestelar. De las espirales hay varios tipos, espirales ordinarias y barradas.  Ambos tipos tienen material interestelar además de estrellas. Las galaxias lenticulares presentan un disco claro, aunque sin brazos espirales visibles.

Extraña Galaxia

Las galaxias irregulares tienen una estructura bastante amorfa e irregular, en ocasiones con evidencias de brazos espirales o barras. Unas pocas galaxias no se parecen a ninguno de estos tipos principales, y pueden ser clasificadas como peculiares. Muchas de éstas son probablemente los resultados de choques entre galaxias que han quedado fusionadas quedando configuradas después de manera irregular.

Galaxia irregular con conjuntos de estrellas poco definidos pero muy abundantes.

El tipo de galaxia más numeroso pueden ser las galaxias esferoidales, pequeñas, y relativamente débiles, que tienen forma aproximadamente elíptica.

Extraña pero bonita galaxia esferoidal rodeada de estrellas nuevas con un núcleo viejo

Se cree que las galaxias se han formado por la acumulación gravitacional de gas, algún tiempo después de la época de la recombinación. Las nubes de gas podrían haber comenzado a formar estrellas, quizás como resultado de las colisiones mutuas. El tipo de galaxia generado podría depender del ritmo al que el gas era transformado en estrellas, formándose las elípticas cuando el gas se convertía rápidamente en estrellas, y las espirales si la transformación de estrellas era lo suficientemente lenta como para permitir crecer de forma significativa un disco de gas.

Nubes moleculares en Orión, lugar cercano a nuestra casa.

Las galaxias evolucionan al convertir progresivamente su gas remanente en estrellas, si bien no existe probablemente una evolución entre las diferentes tipos de la clasificación del conocido sistema de Hubble. No obstante, algunas galaxias elípticas pudieron haberse creado por la colisión y posterior fusión de dos galaxias espirales.

NGC 5426 y NGC 5427 son dos galaxias espirales de tamaños similares involucradas en una danza espectacular. No es seguro que esta interacción culmine en una colisión y a la larga en la fusión de las dos galaxias, aunque éstas ya han sido ya afectadas. Conocidas ambas con el nombre de Arp 271, su danza perdurará por decenas de millones de años, creando nuevas estrellas como resultado de la mutua atracción gravitacional entre las galaxias, un tirón observable en el borde de las estrellas que ya conectan a ambas. Ubicada a 90 millones de años-luz de distancia hacia la constelación de Virgo (la Virgen), el par Arp 271 tiene unos 130.000 años-luz de extensión. Fue descubierta originalmente en 1785 por William Herschel. Muy posiblemente nuestra Vía Láctea sufrirá una colisión similar en unos cinco mil millones de años más con la galaxia vecina Andrómeda, que ahora está ubicada a cerca de 2,6 millones de años-luz de la Vía Láctea.

El número relativo de galaxias de los diferentes tipos está íntimamente relacionado con su brillo intrínseco y con el tipo de grupo o cúmulo al que pertenecen. En los cúmulos densos, con cientos o miles de galaxias, una alta proporción de las galaxias brillantes son elípticas y lenticulares, con unas pocas espirales (5 – 10%).

La mayoría de las galaxias en el Universo giran en torno a agujeros negros centrales, que se alimentan vorazmente de gas y polvo galáctico y emiten radiación. Pero alrededor del 1% de esos agujeros negros brillan varios órdenes de magnitud más intensamente de lo que lo hace el resto. En los últimos años, el observatorio en órbita de rayos X SWIFT ha encontrado docenas de estos agujeros negros extraordinariamente brillantes (o AGN) en galaxias cercanas, mediante la detección de los rayos X de alta energía que emiten.

Koss y sus colegas utilizaron un telescopio óptico terrestre para dar seguimiento a 260 AGNs identificados por el SWIFT. Se observó que un número sorprendentemente alto de ellos (hasta un 25%) se encontraban dentro de parejas de galaxias en proceso de fusión. “Vimos fuertes signos de alteración en estas parejas, lo que indica que la fusión se estaba produciendo”, dice Koss, quien agregó que las galaxias individuales en estas parejas aparecen muy distorsionadas como si la colisión las rompiera en pedazos. “Puede que el 60% de estas galaxias se fusionen por completo en los próximos mil millones de años”.

 Los investigadores han llegado a la conclusión de que la fusión violenta de dos galaxias en espiral y sus agujeros negros creando un agujero negro supermasivo puede ser lo que le de la energía al AGN. El proceso podría llevar grandes cantidades de gas y polvo hacia el agujero negro, provocando la expulsión de una intensa energía desde el objeto, dice Neil Gehrels, físico del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, y miembro del equipo de investigación.

No obstante, la proporción de espirales pudo haber sido mayor en el pasado, habiendo perdido las espirales su gas de manera que ahora se asemejan a los lenticulares, o habiendo sufrido fusiones con otras galaxias espirales e irregulares para convertirse en elípticas. Ya sabéis que nada desaparece, sólo se transforma.

Fuera de los cúmulos, la mayoría de las galaxias pertenecen a grupos que contienen entre unos pocos y varias docenas de miembros, siendo raras las galaxias aisladas. Las espirales constituyen el 80% de las galaxias brillantes en estos entornos de baja densidad, con una correspondiente baja proporción de elípticas y lenticulares.

Es curioso como nuestro instinto nos lleva a querer saber sobre el lugar en el que vivimos, nos hacemos preguntas e intentamos averiguar cómo surgió, cuándo, y, si su final como Galaxia individual será el “casamiento” con Andrómeda que, imparable, viene hacia nosotros.

Algunas galaxias presentan una actividad inusual en su centro, como las galaxias Seyfert o las galaxias N. Una radiogalaxia es un emisor inusualmente intenso de energía en forma de ondas de radio.

Galaxias de gran Actividad y emisiones de Rayos X en su Centro que es muy activo y donde residen fuerzas inusitadas. Todo eso nos hace pensar que pueden estar presentes uno o más agujeros negros que engullen materia sin cesar y son los causantes de las enormes radiaciones que son detectadas por nuestros telescopios

Hablando de galaxias podríamos movernos en un amplio abanico de posibilidades de las que relaciono algunas a continuación:

Galaxia head-tail: Una elíptica en la que una intensa emisión de radio en el núcleo está acompañada por una cola irregular de radioemisión difusa que se extiende cientos de miles de años luz. Es una radación sincrotrón de electrones energéticos.

Ya tenemos la primera fuente de rayos gamma con el sistema de dos telescopios MAGIC-II. Se trata de una galaxia de las que se llaman “cabeza-cola” (o “head-tail” en inglés) porque están formadas por una cabeza más brillante, unida a un cola más débil. La “cabeza-cola” que ha descubierto MAGIC-II se llama IC-310 y forma parte del cúmulo de galaxias de Perseo que está a unos 80 millones de parsecs.

En la imagen podéis ver un ejemplar parecido de cabeza-cola de nombre 3C 129, tal y como se observa no con MAGIC, sino con un telescopio de radio con muy buena resolución angular (la observación de Lane y otros, AJ 123, 2985). La resolución angular de un telescopio Cherenkov es mucho peor, o sea, que nos resulta imposible ver toda esta estructura. Gracias a observaciones en radio de este tipo podemos discernir que la cola está en realidad formada por uno o dos chorros (“jets”) relativistas que salen de la galaxia y son empujados hacia atrás si la galaxia viaja a gran velocidad a través de un medio denso entre las galaxias del cúmulo.

Esta es la primera galaxia cabeza-cola que detectamos en rayos gamma y también la tercera radio-galaxia. La emisión de rayos gamma podría proceder de los chorros relativistas que forman la cola, pero seguramente muy cerca de la cabeza.

Galaxia anular: Inusual galaxia con anillo luminoso bien definido alrededor de un núcleo brillante. El anillo puede parecer suave y regular, o anudado y deformado, y puede contener gas y polvo además de estrellas.  Un ejemplo es la galaxia de la Rueda de Carro.

Galaxia binaria: Par de galaxias en órbita de una en torno a la otra.  Las auténticas galaxias binarias son muy difíciles de distinguir de las superposiciones casuales de dos galaxias en la línea de visión. La investigación estadística de los pares binarios que sigue las órbitas es valiosa en el estudio de la estimación de las masas totales de algunos tipos particulares de galaxias.

Recreación de un sistema binario de galaxias.

Los sistemas binarios son sistemas compuestos por dos galaxias unidas que comparten un mismo espacio. En este tipo de fenómenos se alinea la noticia del día en el terreno científico, pues un observatorio estadounidense ha descubierto un nuevo sistema binario en el universo.

Astrónomos del Observatorio Punto Apache en Nuevo México han sido los autores de este fascinante descubrimiento, el cual se ubica a cinco billones de años luz en relación a la Tierra y está compuesto por dos agujeros negros.

Los investigadores creen que casi todas las galaxias tienen agujeros negros supermasivos en su interior, los cuales, una vez suficientemente atraídos por la gravedad de otros agujeros negros terminan apegándose a ellos y orbitando juntos en una suerte de minué galáctico.

Es este justamente el caso de este sistema binario, compuesto por dos agujeros negros que orbitan uno alrededor del otro. El más pequeño es casi 20 millones de veces la masa de nuestro Sol, mientras que el mayor es de un billón de veces la masa solar.

Los agujeros negros necesitan cien años para orbitar uno alrededor del otro, y están ubicados más o menos a diez décimos de años luz el uno del otro.

Galaxia compacta: Tipo de galaxia que sólo puede ser distinguida de una estrella mediante placas de exploración del cielo tomadas con cámaras Schmidt. Tienen diámetros aparentes de 2 – 5’’ y una región de alto brillo superficial que puede ser definido y debido a núcleos brillantes de las regiones activas que están formando nuevas estrellas. Unos 2.000 objetos de este tipo fueron catalogados por F. Zwicky.

Sensacional imagen ultravioleta de la pareja de galaxias NGC 1512 (espiral, en el centro) y NGC 1510 (galaxia compacta enana azul, también clasificada como Wolf-Rayet, abajo derecha) por el satélite GALEX. El sistema se encuentra a unos 31 millones de años luz; la separación entre las galaxias es unos 68 000 años luz. Además de la formación estelar intensa en la galaxia enana y en espiral (que ha formado un anillo compuesto de decenas de cúmulos de estrellas masivas) destaca las regiones de formación estelar fuera de la propia galaxia, en zonas donde apenas se detecta en visible. Estos aparentes discos externos se han bautizado como eXtended UV disks (XUV) y parecen ser consecuencia de la interacción entre ambos objetos. Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech.

Galaxia con bajo brillo superficial (LSB): Tipo de galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja que es difícil detectarla frente al fondo del cielo. Se desconoce la proporción de galaxias con bajo brillo superficial en relación a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del universo. Muchas de estas débiles galaxias son enanas, situadas particularmente en cúmulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.

Galaxia con envoltura: Galaxia espiral rodeada por débiles arcos o capas de estrellas, situados a ángulos rectos con respecto a su eje mayor.  Pueden observarse entre una y veinte capas casi concéntricas, aunque incompletas. Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la galaxia. Alrededor del 10% de las elípticas brillantes presentan envolturas, la mayoría de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de galaxias. No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo. Podrían ser el resultado de una elíptica gigante que se come una compañera.

En realidad son desconocidos los orígenes de la envoltura de estas extrañas galaxias

Galaxia de anillo polar: Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco. Por tanto, los ejes de rotación del anillo y del disco forman casi un ángulo recto. Dicho sistema puede ser el resultado de una colisión, una captura de por maneras, o la unión de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.

Las galaxias de anillo polar son extrañas galaxias cuyo anillo externo de gas y estrellas rota sobre los polos, lo que las hace parecer desde la distancia como peonzas en rotación. Pero cómo se desarrollan es algo que ha intrigado a los científicos durante largo tiempo.

Existen dos posibles teorías sobre la formación de estas galaxias; o bien se formaron a colisionar dos galaxias espirales (creando un disco espiral y un “anillo” polar), o por el contrario se formaron arrancando material de una galaxia cercana (alimentando el anillo polar). Sin embargo, estudios recientes demuestran que estas galaxias se forman de la misma manera que las galaxias ordinarias

Galaxia de disco: Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con órbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisión de luz típicamente disminuye exponencialmente con el radio. El término se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean elípticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares. El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo además de estrellas.

Existen muchos tipos de galaxias de disco que conforman fascinantes imágenes

Galaxia de tipo tardío: Galaxia espiral o irregular. El nombre proviene de la posición convencional de estas galaxias en el diagrama diapasón de los tipos de galaxias. Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tardío, en contraposición a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.

Galaxia de tipo temprano: Galaxia elíptica o lenticular: una sin brazos espirales. El hombre proviene de la posición de las galaxias en el diagrama diapasón de las formas de las galaxias. Por razones similares, una galaxia Sa podría ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposición, en contraposición a una espiral Sc o Sd de tipo tardío.

Se podría continuar explicando lo que es una galaxia elíptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la Vía Láctea), espiral enésima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc, sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aquí de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia. Así que decido finalizar el apartado de galaxias, reflejando un cuadro del Grupo Local de galaxias en el que está situada la nuestra.

En el cuadro anterior del Grupo local de galaxias al que pertenece la Vía Láctea, en la que está nuestro Sistema Solar, se consigna las distancias a que se encuentran estas galaxias de la nuestra y se hace en kilopársec.

El cúmulo gigante de galaxias elípticas en el centro de esta imagen contiene tanta materia oscura que su gravedad curva la luz. Crédito: NASA, ESA, CRAL, LAM, STScI.

Los astrónomos han descubierto una de las galaxias más jóvenes en el universo lejano, con estrellas que se formaron hace 13.500 millones de años, sólo 200 millones de años después del Big Bang. El hallazgo impulsa preguntas acerca de cuándo surgieron las primeras galaxias, y cómo evolucionó el universo primitivo.

Extraños objetos pueblan nuestro Universo. El magnetar representado arriba así lo dice.

En el espacio exterior, el cosmos, lo que conocemos por universo, las distancias son tan enormes que se tienen que medir con unidades espaciales como el año luz (distancia que recorre la luz en un año a razón de 299.792.458 metros por segundo). Otra unidad ya mayor es el pársec (pc), unidad básica de distancia estelar correspondiente a una paralaje trigonométrica de un segundo de arco (1’’). En otras palabras, es la distancia a la que una Unidad Astronómica (UA = 150.000.000 Km) subtiende un ángulo de un segundo de arco. Un pársec es igual a 3’2616 años luz, o 206.265 Unidades Astronómicas, o 30’857×10¹² Km. Para las distancias a escalas galácticas o intergalácticas se emplea una unidad de medida superior al pársec, el kilopársec (Kpc) y el megapársec (Mpc).

Para tener una idea aproximada de estas distancias, pongamos el ejemplo de nuestra galaxia hermana, Andrómeda, situada (según el cuadro anterior a 725 kilopársec de nosotros) en el Grupo local a 2’3 millones de años luz de la Vía Láctea.

¿Nos mareamos un poco?

No será difícil comprender, a la vista del cuadro anterior, la dificultad que encierra el movernos por el espacio exterior y visitar nuevos planetas. Esto es lo que nos obliga a utilizar nuestro ingenio y nuestra imaginación, para descubrir los misterios del Universo mediante la lectura electromagnética, en forma de radiaciónes de rayos X, de radio, y otros y, estudiando los espectros de los cuerpos celestes para saber de su composición, en todo esto, la Astrofísica y la Astronomía hacen un trabajo impagable.

emilio silvera