26.3: Propiedades de Galaxias
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Al final de esta sección, podrás:
- Describir los métodos a través de los cuales los astrónomos pueden estimar la masa de una galaxia
- Caracterizar cada tipo de galaxia por su relación masa/luz
La técnica para derivar las masas de galaxias es básicamente la misma que la utilizada para estimar la masa del Sol, las estrellas, y nuestra propia Galaxia. Medimos la rapidez con la que los objetos en las regiones exteriores de la galaxia están orbitando el centro, y luego usamos esta información junto con la tercera ley de Kepler para calcular cuánta masa hay dentro de esa órbita.
Masas de Galaxias
Los astrónomos pueden medir la velocidad de rotación en galaxias espirales obteniendo espectros de estrellas o gas, y buscando cambios de longitud de onda producidos por el efecto Doppler. Recuerda que cuanto más rápido se mueve algo hacia nosotros o se aleja de nosotros, mayor es el desplazamiento de las líneas en su espectro. La ley de Kepler, junto con tales observaciones de la parte de la galaxia de Andrómeda que brilla en la luz visible, por ejemplo, muestran que tiene una masa galáctica de aproximadamente\(4 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\) (material suficiente para hacer 400 mil millones de estrellas como el Sol).
La masa total de la galaxia de Andrómeda es mayor que ésta, sin embargo, porque no hemos incluido la masa del material que yace más allá de su borde visible. Afortunadamente, hay un puñado de objetos, como estrellas aisladas, cúmulos estelares y galaxias satélites, más allá del borde visible que permite a los astrónomos estimar cuánta materia adicional se esconde ahí fuera. Estudios recientes muestran que la cantidad de materia oscura más allá del borde visible de Andrómeda puede ser tan grande como la masa de la porción brillante de la galaxia. En efecto, utilizando la tercera ley de Kepler y las velocidades de sus galaxias satélites, se estima que la galaxia de Andrómeda tiene una masa más cercana a\(1.4 \times 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). Se estima que la masa de la Galaxia de la Vía Láctea es\(8.5 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\), y así nuestra Vía Láctea está resultando ser algo más pequeña que Andrómeda.
Las galaxias elípticas no rotan de manera sistemática, por lo que no podemos determinar una velocidad de rotación; por lo tanto, debemos usar una técnica ligeramente diferente para medir su masa. Sus estrellas siguen orbitando el centro galáctico, pero no de la manera organizada que caracteriza a las espirales. Dado que las galaxias elípticas contienen estrellas que tienen miles de millones de años, podemos suponer que las galaxias mismas no están volando aparte. Por lo tanto, si podemos medir las diversas velocidades con las que las estrellas se mueven en sus órbitas alrededor del centro de la galaxia, podemos calcular cuánta masa debe contener la galaxia para sostener las estrellas dentro de ella.
En la práctica, el espectro de una galaxia es un compuesto de los espectros de sus muchas estrellas, cuyos diferentes movimientos producen diferentes desplazamientos Doppler (algunos rojos, algunos azules). El resultado es que las líneas que observamos de toda la galaxia contienen la combinación de muchos desplazamientos Doppler. Cuando algunas estrellas proporcionan cambios azules y otras proporcionan desplazamientos al rojo, crean una característica de absorción o emisión más amplia o más amplia que lo harían las mismas líneas en una galaxia hipotética en la que las estrellas no tenían movimiento orbital. Los astrónomos llaman a este fenómeno ampliación de línea. La cantidad por la que cada línea se ensancha indica el rango de velocidades a las que se mueven las estrellas con respecto al centro de la galaxia. El rango de velocidades depende, a su vez, de la fuerza de gravedad que sostiene a las estrellas dentro de las galaxias. Con información sobre las velocidades, es posible calcular la masa de una galaxia elíptica.
La tabla\(\PageIndex{1}\) resume el rango de masas (y otras propiedades) de los diversos tipos de galaxias. Curiosamente, las galaxias más y menos masivas son elípticas. En promedio, las galaxias irregulares tienen menos masa que las espirales.
| Característica | Espirales | Elípticas | Irregulares |
|---|---|---|---|
| Masa (\(M_{\text{Sun}}\)) | \(10^9\)a\(10^{12}\) | \(10^5\)a\(10^{13}\) | \(10^8\)a\(10^{11}\) |
| Diámetro (miles de años luz) | 15 a 150 | 3 a >700 | 3 a 30 |
| Luminosidad (\(L_{\text{Sun}}\)) | \(10^8\)a\(10^{11}\) | \(10^6\)a\(10^{11}\) | \(10^7\)a\(2 \times 10^9\) |
| Poblaciones de estrellas | Viejos y jóvenes | Viejos | Viejos y jóvenes |
| Materia interestelar | Gas y polvo | Casi sin polvo; poco gas | Mucho gas; algunos tienen poco polvo, algunos mucho polvo |
| Relación masa/luz en la parte visible | 2 a 10 | 10 a 20 | 1 a 10 |
| Relación masa/luz para galaxia total | 100 | 100 | ? |
Relación masa-luz
Una manera útil de caracterizar una galaxia es señalando la relación de su masa (en unidades de la masa del Sol) a su salida de luz (en unidades de la luminosidad del Sol). Este único número nos dice aproximadamente qué tipo de estrellas conforman la mayor parte de la población luminosa de la galaxia, y también nos dice si hay mucha materia oscura presente. Para estrellas como el Sol, la relación masa-luz es de 1 según nuestra definición.
Las galaxias no están, por supuesto, compuestas enteramente de estrellas que son idénticas al Sol. La abrumadora mayoría de las estrellas son menos masivas y menos luminosas que el Sol, y por lo general estas estrellas aportan la mayor parte de la masa de un sistema sin tener en cuenta mucha luz. La relación masa-luz para estrellas de baja masa es mayor que 1 (puedes verificar esto usando los datos de la Tabla\(18.4.2\) en la Sección 18.4). Por lo tanto, la relación masa-luz de una galaxia también es generalmente mayor que 1, con el valor exacto dependiendo de la relación de estrellas de alta masa a estrellas de baja masa.
Las galaxias en las que todavía se está produciendo la formación estelar tienen muchas estrellas masivas, y sus proporciones de masa a luz suelen estar en el rango de 1 a 10. Las galaxias que consisten principalmente en una población estelar más antigua, como las elípticas, en las que las estrellas masivas ya han completado su evolución y han dejado de brillar, tienen proporciones de masa a luz de 10 a 20.
Pero estas cifras se refieren únicamente a las partes internas y conspicuas de las galaxias (Figura\(\PageIndex{1}\)). En La Galaxia de la Vía Láctea y superiores, discutimos la evidencia de materia oscura en las regiones exteriores de nuestra propia Galaxia, extendiéndose mucho más lejos del centro galáctico que las estrellas brillantes y el gas. Mediciones recientes de las velocidades de rotación de las partes exteriores de galaxias cercanas, como la galaxia de Andrómeda que discutimos anteriormente, sugieren que ellas también tienen distribuciones extendidas de materia oscura alrededor del disco visible de estrellas y polvo. Esta materia en gran parte invisible se suma a la masa de la galaxia al tiempo que no aporta nada a su luminosidad, aumentando así la relación masa-luz. Si la materia oscura invisible está presente en una galaxia, su relación masa-luz puede ser tan alta como 100. Las dos relaciones de masa a luz diferentes medidas para varios tipos de galaxias se dan en la Tabla\(\PageIndex{1}\).
Estas mediciones de otras galaxias apoyan la conclusión ya alcanzada a partir de estudios sobre la rotación de nuestra propia galaxia, a saber, que la mayor parte del material en el universo no se puede observar actualmente directamente en ninguna parte del espectro electromagnético. La comprensión de las propiedades y distribución de esta materia invisible es crucial para nuestra comprensión de las galaxias. Cada vez es más claro que, a través de la fuerza gravitacional que ejerce, la materia oscura juega un papel dominante en la formación de galaxias y en la evolución temprana. Aquí hay un interesante paralelo entre nuestro tiempo y el tiempo durante el cual Edwin Hubble estaba recibiendo su formación en astronomía. Para 1920, muchos científicos eran conscientes de que la astronomía estaba al borde de importantes avances, si tan solo la naturaleza y el comportamiento de las nebulosas pudieran resolverse con mejores observaciones. De la misma manera, muchos astrónomos hoy en día sienten que podemos estar acercándonos a una comprensión mucho más sofisticada de la estructura a gran escala del universo, si tan solo pudiéramos aprender más sobre la naturaleza y las propiedades de la materia oscura. Si sigues los artículos de astronomía en las noticias (como esperamos que lo hagas), deberías estar escuchando más sobre la materia oscura en los próximos años.
Resumen
Las masas de galaxias espirales se determinan a partir de mediciones de sus velocidades de rotación. Las masas de galaxias elípticas se estiman a partir del análisis de los movimientos de las estrellas dentro de ellas. Las galaxias se pueden caracterizar por sus proporciones de masa a luz. Las partes luminosas de las galaxias con formación estelar activa suelen tener relaciones de masa a luz en el rango de 1 a 10; las partes luminosas de las galaxias elípticas, que contienen solo estrellas viejas, suelen tener relaciones de masa a luz de 10 a 20. Las proporciones de masa a luz de galaxias enteras, incluidas sus regiones externas, son tan altas como 100, lo que indica la presencia de una gran cantidad de materia oscura.
Glosario
- relación masa/luz
- la relación entre la masa total de una galaxia y su luminosidad total, generalmente expresada en unidades de masa solar y luminosidad solar; la relación masa-luz da una indicación aproximada de los tipos de estrellas contenidas dentro de una galaxia y si están presentes o no cantidades sustanciales de materia oscura