Características de los diferentes tipos de galaxias, incluyendo tasas de formación estelar y evolución morfológica
Al observar el Universo visible, la diversidad de galaxias es asombrosa: desde elegantes brazos espirales salpicados de regiones de formación estelar, hasta enormes "esferas" elípticas de estrellas envejecidas e incluso formaciones caóticas e irregulares que difícilmente encajan en definiciones simples. Esta diversidad ya motivó a los primeros astrónomos a crear un sistema de clasificación que reflejara tanto las características morfológicas externas como las posibles relaciones evolutivas.
El esquema más común es el "tenedor de ajuste" de Hubble, propuesto en la década de 1920 y posteriormente complementado con varias subcategorizaciones. Hoy en día, los astrónomos todavía utilizan estos amplios grupos — espirales, elípticas e irregulares — para describir las poblaciones de galaxias. En este artículo revisaremos las características de cada tipo, sus propiedades de formación estelar y la posible evolución morfológica a escala cósmica.
1. Contexto histórico y "diagrama de afinidad"
1.1 Esquema original de Hubble
En 1926 Edwin Hubble publicó un trabajo fundamental donde estableció la clasificación morfológica de galaxias [1]. Presentó las galaxias como un "diagrama de afinidad":
- Elípticas (E) a la izquierda — desde casi circulares (E0) hasta más elongadas (E7).
- Espirales (S) y Espirales barradas (SB) a la derecha — las no barradas de una rama y las barradas de la otra. Se subdividían según el brillo del núcleo y la apertura de los brazos (Sa, Sb, Sc, etc.).
- Lenticulares (S0), en posición intermedia entre elípticas y espirales, con disco pero sin estructuras espirales prominentes.
Más tarde otros astrónomos (p. ej., Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) mejoraron el sistema de Hubble añadiendo más elementos morfológicos (p. ej., estructuras anulares, barras sutiles, espirales "floculentas" o gruesas).
1.2 "Diagrama de afinidad" e hipótesis evolutiva
Al principio Hubble (aunque con cautela) sugirió que las elípticas podrían transformarse en espirales por algún proceso interno. Estudios posteriores generalmente refutaron esta idea: según la comprensión actual, estas clases reflejan diferentes vías de formación, aunque fusiones o evolución secular pueden cambiar la morfología en ciertos casos. El "diagrama de afinidad" sigue siendo una herramienta descriptiva sólida, pero no necesariamente implica una secuencia evolutiva estricta.
2. Galaxias elípticas (E)
2.1 Morfología y clasificación
Las elípticas suelen ser suaves, sin rasgos destacados, esferas luminosas sin estructura clara. Se clasifican de E0 a E7 según su elongación (E0 — casi redondas, E7 — muy alargadas). Algunas de sus características:
- Sin disco: a diferencia de las espirales, no tienen un componente de disco prominente y las estrellas se mueven en órbitas aleatorias.
- Estrellas más viejas y rojizas: Normalmente dominan estrellas más antiguas que dan un tono rojizo.
- Poco gas o polvo: Generalmente no hay gas frío; aunque algunas elípticas enormes (especialmente en cúmulos) tienen un halo de gas caliente visible en rayos X.
2.2 Tasas de formación estelar y poblaciones
En las elípticas generalmente ocurre muy poca formación estelar actual — falta de reservas de gas frío. Sus estrellas se formaron en las primeras etapas de la historia cósmica, creando cúmulos masivos, esferoidales y ricos en metales. En algunas galaxias elípticas pueden ocurrir brotes menores, causados por fusiones menores o aporte de gas, pero es un fenómeno raro.
2.3 Escenarios de formación
Actualmente se considera que las grandes galaxias elípticas suelen formarse mediante grandes fusiones: la colisión de dos galaxias de disco desordena las órbitas estelares, formando un esferoide [2, 3]. Las elípticas más pequeñas pueden originarse en circunstancias menos extremas, pero el motivo principal es que una gran aproximación o fusión de masas suele "apagar" la formación estelar, eliminando las estructuras espirales.
3. Galaxias espirales (S)
3.1 Características generales
Las galaxias espirales se caracterizan por un disco rotante con estrellas y gas, a menudo con un núcleo central (bulbo). En el disco se forman estructuras de brazos espirales: pueden ser bien definidas (grand-design) o irregulares ("flocculent"). Hubble las clasificó según:
-
Secuencia Sa, Sb, Sc:
- Sa: Bulbo grande y brillante, brazos muy enrollados.
- Sb: Relación intermedia entre bulbo y disco, formas de brazos más abiertas.
- Sc: Núcleo pequeño, brazos ampliamente "desplegados", mayor formación estelar.
- Espirales barradas (SB): Tienen una barra alargada que atraviesa el núcleo; se dividen en SBa, SBb, SBc, según el tamaño del núcleo y la apertura de los brazos.
3.2 Tasas de formación estelar
Las espirales se consideran uno de los lugares más activos en formación estelar entre las principales clases de galaxias (excepto algunos "burst" irregulares). El gas en el disco se concentra a lo largo de la onda espiral, formando continuamente nuevas estrellas. Las estrellas azules y brillantes en los brazos lo resaltan. Se ha observado que las espirales de tipo tardío (Sc, Sd) suelen tener más gas en proporción a su masa, y por tanto una mayor actividad de formación estelar [4].
3.3 Disco galáctico y parte central
La mayor parte del medio interestelar frío y de las estrellas jóvenes se concentra en el disco de las espirales, mientras que el núcleo suele estar compuesto por estrellas más viejas y tiene una forma más esférica. La relación masa núcleo-disco está relacionada con el tipo de Hubble (Sa tiene una mayor proporción de núcleo que Sc). Las barras pueden canalizar gas desde el disco hacia el centro, alimentando el núcleo o el agujero negro, a veces provocando episodios de formación estelar o AGN.
4. Galaxias lenticulares (S0)
Las galaxias S0 ocupan un nicho intermedio: tienen un disco (como las espirales), pero no tienen brazos prominentes ni grandes zonas de formación estelar. Generalmente, sus discos contienen poco gas, y las poblaciones y colores estelares son más similares a los de las elípticas. Las S0 son típicas en ambientes densos de cúmulos, donde la pérdida de gas por interacciones (p. ej., estrés dinámico, "harassment" o stripping de gas) pudo transformar una espiral en S0 [5].
5. Galaxias irregulares (Irr)
5.1 Rasgos de irregularidad
Las galaxias irregulares no encajan en los marcos ordenados de espirales o elípticas. Se caracterizan por una forma caótica, sin un cúmulo estelar o disco evidente, con áreas dispersas de formación estelar o regiones de polvo. Se clasifican ampliamente en:
- Irr I: Hay indicios de estructuras pequeñas o parciales, que pueden parecer restos de un disco perturbado.
- Irr II: Muy difusa, sin ningún orden concreto.
5.2 Formación estelar y factores externos
Las irregulares suelen ser de masa pequeña o media, pero pueden tener una tasa de formación estelar increíblemente alta en relación con su tamaño (por ejemplo, el Gran Nube de Magallanes). Las interacciones gravitacionales con vecinas mayores, mareas o fusiones recientes pueden crear una forma caótica y estimular un estallido de formación estelar [6]. Si una galaxia de baja masa no tuvo suficiente gas al inicio de su formación para desarrollar un disco ordenado, pudo permanecer irregular.
6. Tasas de formación estelar según morfologías
En la escala de la "horquilla de ajuste" de Hubble, también se pueden comparar las tasas de formación estelar (SFR) y las poblaciones estelares de las galaxias:
- Espirales de tipo tardío (Sc, Sd) y muchas irregulares: Ricas en reservas de gas, formación estelar intensa, estrellas más jóvenes, luz general más azulada.
- Espirales de tipo temprano (Sa, Sb): Formación estelar moderada, reservas de gas menores, núcleo más brillante (mayor).
- Lenticulares (S0) y elípticas: A menudo "rojas y muertas", con formación estelar mínima, poblaciones dominadas por estrellas viejas.
No es una regla absoluta: las fusiones o interacciones pueden "prestar" gas a una elíptica o provocar un estallido de formación estelar, y algunas espirales pueden estar tranquilas si agotan el gas disponible. Sin embargo, estudios a gran escala confirman estas regularidades estadísticas [7].
7. Vías de evolución: fusiones y cambios seculares
7.1 Fusiones: el factor más importante
Una de las vías clave de cambio morfológico es la fusión de galaxias. Cuando dos galaxias espirales de masa similar se encuentran, las fuertes fuerzas gravitacionales a menudo empujan el gas hacia el centro, provocando un estallido de formación estelar y, finalmente, formando una estructura más esférica si la fusión es significativa. Tras varias fusiones a lo largo de la historia cósmica, podemos obtener galaxias elípticas masivas en los núcleos de los cúmulos. Las interacciones de "acreción" menores (desiguales) o la acreción de satélites también pueden formar barras o distorsionar discos, modificando ligeramente la clasificación espiral.
7.2 Evolución secular
No todo cambio morfológico está relacionado con colisiones externas. La evolución secular son procesos internos en períodos de tiempo más largos:
- Inestabilidad de barra: las barras pueden empujar gas hacia el interior, fomentando la formación de estrellas centrales o la actividad AGN, posiblemente formando pseudobulbos.
- Dinámica de las espirales: con el tiempo, las estructuras de ondas reorganizan las órbitas estelares, cambiando gradualmente la forma del disco.
- Impacto ambiental (por ejemplo, eliminación de gas en cúmulos): una galaxia puede pasar de espiral a S0 con escasez de gas.
Estas transformaciones graduales muestran que la clasificación morfológica no es eterna — puede cambiar según el entorno, la retroalimentación y la dinámica interna [8].
8. Datos de observación y mejoras modernas
8.1 Encuestas profundas y galaxias de épocas lejanas
Telescopios como el Hubble, el JWST o los grandes terrestres permiten observar galaxias en épocas cósmicas tempranas. Estas galaxias de alto desplazamiento al rojo a menudo no encajan en la clasificación morfológica local: se observan estructuras de disco "sucias", zonas irregulares de formación estelar o "fragmentos" compactos. Con el tiempo, muchos de estos sistemas adquieren características espirales o elípticas típicas solo en épocas posteriores, sugiriendo que la secuencia de Hubble se formó parcialmente en etapas más tardías del Universo.
8.2 Morfología cuantitativa
Además de la evaluación visual simple, los astrónomos usan el índice Sérsic, el coeficiente Gini, el M20 y otros métodos para cuantificar la distribución de la luz o la "granulosidad". Esto complementa el esquema clásico de Hubble y permite procesar grandes encuestas que buscan clasificar automáticamente miles o millones de galaxias [9].
8.3 Tipos inusuales
Algunas galaxias no encajan en categorías simples. Por ejemplo, las galaxias anulares, galaxias con anillo polar, galaxias con estructura "de maní" (peanut) cuentan historias exóticas de formación (colisiones, inestabilidad de barra o acreción por marea). Nos recuerdan que la clasificación morfológica es solo una herramienta general, pero no siempre completa.
9. Contexto cósmico: la secuencia de Hubble a través del tiempo
Pregunta principal: ¿Cómo cambia la proporción de galaxias espirales, elípticas e irregulares a lo largo de la historia cósmica? Las observaciones muestran:
- Las galaxias irregulares/especiales son más frecuentes en desplazamientos al rojo más altos, probablemente debido a fusiones más frecuentes y estructuras no completamente estabilizadas en el Universo temprano.
- Las espirales siguen siendo abundantes en varias épocas, pero antes podrían haber sido más ricas en gas y "granulosas".
- Elípticas se encuentran más abundantemente en cúmulos y en épocas posteriores, cuando la fusión jerárquica forma sistemas masivos, con pocas o ninguna estrella nueva (o con baja formación estelar).
Las simulaciones cosmológicas intentan reproducir estos caminos evolutivos, combinando diferentes tipos de piezas en distintos desplazamientos al rojo.
10. Reflexiones finales
La clasificación de galaxias de Hubble — aunque casi centenaria — es sorprendentemente resistente a la prueba del tiempo, incluso con el crecimiento de la investigación astronómica. Espirales, elípticas e irregulares — son familias morfológicas amplias, a menudo vinculadas a historias de formación estelar, entorno y dinámica de grandes estructuras. Sin embargo, detrás de estas etiquetas convenientes se esconden caminos evolutivos complejos: fusiones, procesos de cambio secular, ciclos de retroalimentación que pueden alterar la apariencia de una galaxia a lo largo de miles de millones de años.
La sinergia de imágenes profundas, espectroscopía precisa y modelos digitales continúa afinando nuestra comprensión de cómo las galaxias pueden transitar de un tipo a otro. Desde cúmulos de gigantes elípticas “rojas y muertas” hasta espirales resplandecientes en discos o formas irregulares caóticas, el “zoológico” cósmico de galaxias sigue siendo uno de los campos más ricos de la astronomía — asegurando que el esquema de clasificación de Hubble, aunque clásico, evolucione junto con nuestra comprensión en constante expansión del Universo.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Hubble, E. (1926). “Nebulosas extragalácticas.” The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). “Fusiones y algunas consecuencias.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Dinámica de galaxias en interacción.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). “Formación estelar en galaxias a lo largo de la secuencia de Hubble.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). “Morfología de galaxias en cúmulos ricos – Implicaciones para la formación y evolución de galaxias.” The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). “Fusiones galácticas: hechos y fantasías.” SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). “Propiedades físicas y entornos de galaxias formadoras de estrellas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Evolución secular y la formación de pseudobulbos en galaxias de disco.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). “La evolución de la estructura de las galaxias a lo largo del tiempo cósmico.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.