Las galaxias no están aisladas; en los catálogos se hallan un gran número de galaxias dobles: sistemas de dos galaxias interactuando gravitatoriamente entre sí.

Algunos de esos sistemas muestran características particulares; se trata de los casos en que ambas galaxias están conectados entre sí, ya sea por sus brazos (si son espirales) o a través de una estructura difusa (cuando una es elíptica). Estos sistemas dobles se designan galaxias interactuantes y son asociados con fuentes emisoras de radiación detectable únicamente con radiotelescopios.

Se ha sugerido que esos sistemas podrían ser galaxias en colisión; sin embargo, la probabilidad de que las estrellas dentro de cada una de las galaxias pueda chocar, es prácticamente nula si recordamos las distancias que separan a las estrellas. En cambio, el polvo y el gas sí pueden interactuar y aparentemente éste sería el mecanismo responsable de la intensa radiación observada.

En 1929, el astrónomo E. Hubble postuló que el universo se expandía de modo tal que cada galaxia se aleja de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia; cuanto más débil es el brillo de la galaxia, mayor es su velocidad de alejamiento. Este fenómeno se comprobó en todas las direcciones, sin que pueda saberse dónde estaría ubicado el centro <y/o los bordes> de ese gigantesco sistema de galaxias.

Usando ese descubrimiento como herramienta de cálculo, si se consigue medir la velocidad de una galaxia alejándose, se puede deducir su distancia.

Este fenómeno puede compararse en primera aproximación a un globo que está inflándose, dentro del cual hay partículas de polvo. A medida que aumenta de tamaño, es decir, las paredes del globo se extienden, las partículas de polvo de su interior se alejan unas de las otras. Algo similar sucedería en el espacio: cada partícula de polvo en el globo equivale a una galaxia del universo. Destaquemos la dificultad que surge entonces para señalar el centro del sistema estando ubicados nosotros en una de esas partículas.

La velocidad de una galaxia se obtiene a través de su espectro; como ya hemos mencionado, en los espectros de los astros aparecen líneas relacionadas con los elementos químicos presentes. Si el astro se mueve, las líneas de sus espectros se mueven de su posición natural⁽⁴⁵⁾.

Si el astro se aleja, las líneas se desplazan hacia la zona de las longitudes de onda largas, identificadas con el color rojo; por esa razón, cuando se habla del corrimiento al rojo de las galaxias, se está indicando el alejamiento de las mismas.

Pero de forma equivalente, si el astro se acerca, las líneas se corren hacia la zona de longitudes de onda corta, es decir, hacia el azul.

Puede decirse entonces que la distancia a cada galaxia es proporcional a su corrimiento al rojo y, por lo tanto, es equivalente a su velocidad de alejamiento.

Finalmente, mencionemos que se ha determinado un incremento de la velocidad de unos 80.000 km/hora cada millón de AL de distancia, valor denominado constante de Hubble.

45. Se le dice posición natural a la ubicación de las líneas medida en un laboratorio terrestre.

Se ha intentado analizar la zona central de nuestra galaxia, que se halla oculta detrás de densas nubes de polvo y gas; allí se encuentra un núcleo cuya estructura interna todavía no se ha podido desentrañar satisfactoriamente.

Sin embargo, el estudio de otras galaxias espirales permitió analizar sus núcleos y de ese modo se notaron ciertos fenómenos que ocurren en los mismos.

Los núcleos de las espirales presentan la apariencia de una estrella extremadamente luminosa, a veces tan brillante como toda la galaxia; podría tratarse de un cúmulo gigantesco de estrellas o quizás de una nebulosa gaseosa muy particular. Sin embargo, en ciertas galaxias se producen desde el núcleo expulsiones de gas caliente (en algunos casos son muy intensas); este fenómeno parece descartar que estuvieran constituidos por estrellas. Los conocimientos actuales sugieren que el núcleo de una galaxia espiral es un detalle fundamental en la estructura de la misma, quizás la razón misma de su estructura espiral.

Un hecho observado en ciertas espirales con núcleos más activos que en las espirales normales, es que la cantidad de materia expulsada es verdaderamente enorme: son las denominadas galaxias activas.

Dentro de ese grupo se ubican las Galaxias Seyfert ⁽⁴⁴⁾. Estas galaxias tienen núcleos muy brillantes y el gas del mismo se encuentra a una T muy elevada; además, la radiación emergente de él es variable.

La variabilidad del brillo del núcleo es un dato importante: si la luminosidad varía notablemente en una semana, la radiación debe provenir de un núcleo cuyo diámetro no debe ser superior a la distancia que recorre la luz en esa semana (su dimensión sería de una semana-luz). Por lo tanto, conociendo el tiempo de variación de la radiación puede inferirse el tamaño de la fuente emisora; parece claro entonces que en ese núcleo existen fuentes de energía extremadamente intensas y relativamente pequeñas.

Otros objetos celestes que presentan ciertas similitudes con las galaxias Seyfert son los quásares: objetos que posiblemente tengan núcleos de características todavía más peculiares que los recién descriptos.

44. Su nombre se debe al astrónomo norteamericano C. Seyfert, quien en 1943 investigó las galaxias que presentaban núcleos de caracter ísticas particulares, distintos a los de las normales.

Las fotografías de larga exposición muestran que las galaxias tienen notables diferencias entre sí. La gran mayoría puede clasificarse en tres clases de acuerdo a su forma: hay espirales, elípticas, y también un pequeño grupo con aspecto amorfo denominado galaxias irregulares. Contando las galaxias por su forma se halló que las espirales son las más abundantes, le siguen las elípticas y por último las irregulares.

Las galaxias espirales tienen aspecto variado: un núcleo brillante con dos brazos a su alrededor.

En algunas, los brazos aparecen muy cerrados alrededor de un núcleo brillante. En otras, en cambio, tienen un núcleo débil con brazos muy abiertos y extendidos. Esos brazos nacen del núcleo central (de forma más o menos simétrica); y a medida que se alejan, se curvan a su alrededor. En ciertas galaxias, los brazos espirales suelen presentar varias vueltas alrededor del núcleo.

Todas las espirales rotan lentamente alrededor de un eje que pasa por su núcleo, de tal manera que los brazos van quedando rezagados durante la rotación. Nuestra galaxia es de ese tipo, siendo la banda de la Vía Láctea (visible desde la Tierra) una indicación clara de su espesor. Por otra parte, Andrómeda es la galaxia espiral más próxima a la nuestra, a un distancia de 2 millones de AL.

Una variedad (menos frecuente) de galaxias de espirales, es llamada galaxias barradas: son similares a las espirales pero diferenciadas por la presencia de una barra estelar luminosa que cruza el núcleo y de cuyos extremos, nacen dos brazos espirales.

Todas las galaxias espirales (normales y barradas) tienen los siguientes objetos en común: cúmulos estelares, estrellas brillantes, nebulosas (gas) y materia oscura (polvo).

Otras galaxias, de brillo homogéneo, presentan un aspecto circular o elíptico, no mostrando un núcleo destacado: son las galaxias elípticas. Estas galaxias tienen tamaños muy variados; algunas son gigantescas (más grandes que las espirales) y otras (la mayorí); son pequeñas, sólo algo mayores que los cúmulos globulares de la Vía Láctea.

Las galaxias elípticas parecen compuestas exclusivamente de estrellas, ya que no se detectan nebulosas brillantes o regiones oscuras, lo cual sugiere que es escasa la existencia de gas y polvo; las estrellas más brillantes de las elípticas son de color rojo. Un ejemplo de este tipo de galaxias son los satélites galácticos de Andrómeda.

Finalmente, existe un grupo poco numeroso de irregulares, compuesto por galaxias de formas no definidas; como ejemplos pueden mencionarse a las dos Nubes de Magallanes. En las galaxias irregulares se detecta la presencia de nebulosas gaseosas y nubes oscuras de polvo.

A través del estudio detenido de ciertos astros de aspecto difuso (nebulosas), se descubrió que algunos están constituidos por un número extraordinario de estrellas. En los siglos XVIII y XIX a muchos de esos astros se los llamó universos islas o simplemente universos; sólo posteriormente se los denominó galaxias.

En 1930 se detectaron estrellas variables en aquellos universos y se reafirmó el hecho de que estaban compuestos por estrellas, nebulosas gaseosas y polvo interestelar. A partir de entonces, mediante observaciones, se determinó que el número de objetos semejantes a la Vía Láctea era enorme y a todos ellos se les dio el nombre genérico de galaxias. El tamaño de las galaxias es muy variado. La Vía Láctea resulta ser una galaxia típica con un diámetro de alrededor de 80.000 AL, pero hay galaxias más pequeñas (enanas) y otras mucho mayores (gigantes ⁴³).

Los astrónomos consideran que el número existente de galaxias es tan enorme que las estimaciones pueden no ser realistas. Además, la gran mayoría no están aisladas sino que parecen agruparse en los denominados cúmulos de galaxias.

A mediados del siglo XIX, A. von Humboldt llamó la atención sobre el hecho de que las nebulosas no estuvieran distribuidos uniformemente en el cielo. Así, por ejemplo, nuestra Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas 30 galaxias llamado el Grupo Local, extendido en el espacio sobre un diámetro de unos 6 millones AL.

En el Grupo Local, la Vía Láctea y Andrómeda (una galaxia muy semejante a la nuestra) son las de mayores dimensiones; alrededor de la mitad de las galaxias que componen el Grupo Local son enanas, mucho más pequeñas que las normales.

También pertenecen al Grupo Local dos galaxias llamadas Nube Mayor y Nube Menor de Magallanes, consideradas satélites naturales de la Vía Láctea. No es el único caso de galaxias satélites, se han detectado otros sistemas semejantes (en Andrómeda, por ejemplo).

En realidad, el Grupo Local es un conjunto reducido de galaxias, ya que al observar el cielo en profundidad se han encontrado otros cúmulos de galaxias compuestos de cientos y hasta de miles de miembros. Así, el Grupo Local resulta pobre si lo comparamos con sistemas como el Cúmulo de Virgo con 2.500 galaxias; muchas de las galaxias de ese cúmulo son tan grandes como la Vía Láctea y se hallan distribuidas en un diámetro de unos 15 millones de AL. El cúmulo de Virgo es la más cercana y rica colección de galaxias; se ubica a una distancia de apenas 60 millones de AL.

ALGUNOS MIEMBROS DEL GRUPO LOCAL

Otro Cúmulo de galacias con un número todavía mayor de miembros, pero más alejado, es el situado hacia la constelación de Coma Berenice . Una conclusión inmediata que se obtiene al examinar estos enjambres cósmicos es que los objetos de mayor tamaño que integran el universo.

43. En la constelación de Virgo se ha observado una galaxia de 1.300.000 AL de diámetro.