INTRODUCCION

INTRODUCCION

Para comprender el origen y formacin de las galaxias; que son los mayores conjuntos de estrellas, gases y polvo, que se encuentran en el universo, hay que retroceder en el tiempo y llegar hasta el origen del universo, a partir de ah habr que ir explicar los ms importantes acontecimientos que ocurrieron hasta la formacin de las galaxias. ORIGEN DEL UNIVERSO

El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, en un momento dado "explota" generando la expansin de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

El desarrollo de los siguientes segundos despus de la gran explosin puede aclarar la actual estructuracin del universo:

-Gran unificacin: 10-42 de segundo despus del big-bang el universo era mucho ms pequeo que un protn. El espacio y el tiempo no hacan ms que empezar. La temperatura era de 1032 grados y las fuerzas electromagnticas y nucleares fuertes y dbiles estaban fusionadas en una sola. Materia y energa eran lo mismo y las partculas an no existan.

-poca quark y electrnica: 10-34 despus del big-bang la inflacin expandi el universo a un ritmo acelerado 1030 veces y la temperatura descendi 1027 grados. Al separarse la fuerza nuclear fuerte, la materia experiment su primera transicin de fase, apareciendo los quarks, electrones, neutrinos...

-La materia lucha contra la antimateria: 10-10 segundos despus del big-bang, los quarks empezaron a unirse para formar protones y neutrones, as como antiprotones y antineutrones. Quedando solo un leve residuo de materia. Todas las fuerzas de la naturaleza ya estaban separadas.

-poca nuclear: Al cabo de un minuto aproximadamente, la temperatura ya haba descendido lo suficiente para permitir que protones y neutrones al chocar formaran ncleos de hidrgeno y helio, los materiales ms abundantes del universo y de las estrellas.

-Universo oscuro: Esta sopa de materia y radiacin continu expandindose y enfrindose durante 300.000 aos pero era todava muy energtica para que los electrones se adhirieran a los ncleos de H y He para formar tomos. Los fotones energticos convivan con esta sopa de partculas pero no podan viajar grandes distancias y el universo era esencialmente opaco.

-poca atmica. Se hace la luz: Despus de los 300.000 aos la temperatura cay a unos 3.000 grados; los fotones ya no eran lo bastante energticos para impedir que los electrones se uniesen a los ncleos de H y He, de modo que se formaron tomos de estos dos elementos; los fotones dejaron de interactuar con los electrones y pudieron escapar y viajar a grandes distancias. Esta separacin de materia y radiacin hizo que el universo se convirtiera en transparente; la radiacin se dispers en todas las direcciones corriendo a travs del tiempo en forma de radiacin csmica de fondo tal y como ahora se detecta.

-Se forman estrellas y galaxias: La materia no se encontraba distribuida de modo uniforme (arrugas en el universo), lo cual propici atracciones gravitatorias locales; la materia se iba agrupando y se fueron formando estrellas y galaxias.

energa INCLUDEPICTURE "http://www.redcientifica.com/imasrc/implica.gif" \* MERGEFORMATINET

fotones electrones quarks protones y neutrones ncleos atmicos tomos molculas macromolculas... La teora inflacionaria, formulada en la dcada de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la fsica de las partculas elementales.

Un subapartado importante en la formacin de las galaxias es el origen de la materia y energa ocasionado por la gran explosin del origen del universo.

ORIGEN DE LA MATERIA Y LA ENERGAConociendo la densidad de materia sera posible elegir entre los distintos tipos de modelos de universo. Las observaciones actuales muestran que la densidad media de materia ordinaria, barinica, es inferior a 0.05. Esta estimacin incluye la materia almacenada en objetos luminosos y la contenida en los agujeros negros, enanas marrones, objetos de tamao planetario, etc. Este resultado es consistente con las predicciones de la nucleosntesis primordial (en el big bang, para diferenciarla de la nucleosntesis estelar, en las estrellas).

Se deduce la existencia de materia oscura no ordinaria, pero no conocemos todava su composicin, pero no conocemos todava su composicin. Durante algn tiempo los neutrinos desempearon un papel protagonista. Esta partcula tiene su origen en las reacciones nucleares que ocurren en el interior de las estrellas y las explosiones de supernovas. Tambin debieron producirse en gran cantidad en los procesos de nucleosntesis ocurridos en los primeros instantes de la vida del universo. Por todo ello su abundancia debe ser muy elevada. Sin embargo como interaccionan dbilmente con la materia no son fciles de estudiar y muchas de sus propiedades siguen siendo desconocidas. Carecen de carga elctrica, pero no hay pruebas in controvertidas de que tengan masa. Actualmente han sido descartados como contribuyentes de la materia oscura ya que los modelos elaborados con ellos no consiguen explicar la distribucin de las grandes estructuras del universo.La mayor parte de la contribucin a la densidad equivalente de radiacin proviene de la radiacin csmica de fondo pero es insignificante, corresponde a la diez milsima parte de la aportacin de la materia ordinaria. La evaluacin de la contribucin de la densidad asociada a la constante cosmolgica L es una de las aportaciones ms reciente. Su reintroduccin, impuesta por la teora de la inflacin, fue seguida por una imponente batera de proyectos observacionales cuya funcin es probar su existencia y medirla. Entre ellos destacan los anlisis basados en el estudio de galaxias con bajos desplazamientos al rojo y en cusares.Ahora que ya tenemos el universo formado, la materia y la energa dispersadas por todo el espacio, nos falta saber como sigue evolucionando y expandindose en universo.

EXPANSIN DEL UNIVERSO Y LA LEY DE HUBBLE

Primeramente, quisiera hacer un inciso para aclarar ciertos trminos como, hiptesis y echo. Hiptesis significa suposicin, algo que no esta probado con la absoluta certeza, se tiene indicios de que es muy probable pero no se sabe con seguridad. Por el contrario, echo viene a significar una constatacin, algo que ha sido probado anteriormente y que ahora estamos seguro de su certeza.

La hiptesis de que toda la materia del Universo estaba concentrada en una esfera y que, como consecuencia de la explosin de sta, comenz a expandirse. La expansin continuara actualmente y es la que los astrnomos miden bajo la forma de desplazamiento hacia el rojo de las bandas espectrales de las lejanas fuentes galcticas. La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia.

Edwin Hubble (1889-1953), por primera vez, localiz otras galaxias, adems de la nuestra, La Va Lctea, y calcul su distancia a partir de la luz que recibimos. Observ que todas, excepto algunas prximas a la nuestra, mostraban una desviacin hacia el rojo en su espectro. Una desviacin hacia el rojo significa que el objeto que emite aquella luz se aleja de nosotros; la desviacin hacia el otro extremo del espectro, hacia el azul, significa que el objeto emisor se acerca. Hubble, despus de observar y catalogar espectros de muchas galaxias public, en el 1929, sus conclusiones:

a. casi todas las galaxias se estn separando de nosotros,

b. la magnitud de su desviacin hacia el rojo es directamente proporcional a la distancia que se encuentran, es decir, cuando ms lejana es una galaxia, con ms velocidad se separa de nosotros.

El conocimiento de la relacin entre velocidad y distancia, que hoy recibe el nombre de constante de Hubble, es lo que nos permite explicar con qu rapidez se expande el universo y es lo que nos permite calcular que hace unos 15.000 millones de aos se produjo el Big Bang.

Despus de explicar la ley por la que sabemos que el universo esta en continua expansin, pasamos a la explicacin de ello:

Para entender la expansin del universo primero tenemos que tener claros una serie de conceptos:

Cuanto ms alejada se encuentra una estrella ms dbil ser su brillo. Es as como el brillo aparente de una estrella nos puede ayudar a saber qu tan lejos se halla.

La luz que se observa de una estrella no solamente est afectada por la distancia a la que se encuentra. Si la estrella se mueve, tambin vamos a percibir cambios cualitativos en la luz que nos llega (Efecto Doppler).

Si la estrella se encuentra en una galaxia muy lejana, la expansin del universo afecta a la luz emitida por la estrella produciendo cambios que tambin pueden ser medidos.

Segn recientes investigaciones, se cree que el Universo est en una expansin cada vez ms acelerada, con lo cual la fuerza de la gravedad no provocar una futura contraccin y el Cosmos no ser oscilante sino que se expandir de forma indefinida. Para explicar esta fuerza de expansin, dichos astrnomos indican que existe una energa que la alimenta: dicha energa misteriosa, est en el espacio vaco, no se sabe muy bien de donde sale y constituye a la materia en expansin, la fuerza suficiente para que dicho movimiento no solo no se pare sino que se vaya acelerando.

Segn esta teora, la materia estar cada vez ms alejada entre s y llegar un tiempo en el futuro en el cual desde la Tierra no se vern las estrellas.

Si la energa se transforma en materia y viceversa, la formacin o "creacin" de materia puede surgir a partir de energa y concretamente de esta energa misteriosa "del vaco"; con lo cual, a medida que el Universo se expande, el espacio que va quedando vaco se puede ir llenando de nueva materia creada; es decir el Universo, no solo se expande, sino que crece en materia y por lo tanto las estrellas se seguirn viendo desde la Tierra, aunque sern distintas, si es que la Tierra todava existe... Por la misma razn, otra materia se puede ir destruyendo, transformndose de nuevo en energa, en otro espacio y en otro tiempo... La creacin de materia no tiene por que ser instantnea en el tiempo y en el espacio. Lo ms probable es que continuamente se est creando y destruyendo materia, tanto en el espacio como en el tiempo: en un lugar del Cosmos se forma materia... en otro se destruye... en un tiempo se crea... en otro se destruye... y as sucesivamente.

Hay diversas opiniones sobre la aceleracin y desaceleracin de la expansin del universo, e aqu las dos teoras que nos pueden facilitar la verdadera cuestin:

En estos dos dibujos siguientes observamos en universo acelerado (abajo) y desacelerado (arriba). En la desaceleracin se puede ver, que el universo observable aumenta ms rpidamente que el factor de escala con lo que cada vez podemos ver mayor parte del universo; en cambio en la aceleracin, la escala aumenta de manera exponencial mientras el universo observable aumenta de la misma manera que en el caso anterior. La cantidad de objetos que podemos ver disminuye con el tiempo y el observador termina por quedar aislado del resto del universo.

FORMACIN Y EVOLUCIN DE LAS PROTOGALAXIAS

Para explicar la formacin de las galaxias existen dos teoras:

El universo actual, esta cubierto por grandes acumulaciones de gases y estrellas, que se encuentran dbilmente unidas por la fuerza de la gravedad. Fue de esas crislidas csmicas, (llamadas protogalaxias) de dnde han emergido las galaxias que hoy observamos. Exactamente cmo fueron formadas las protogalaxias es uno de los debates siempre presente dentro del seno de la comunidad de estudiosos del cosmos.

Una de las explicaciones para la formacin de las protogalaxias nace de una consecuencia rigurosa con la fsica. Esta nos indica que es la gravedad el principal factor para que se formen esos objetos en el espacio. Un grumo primordial genera una atraccin. La materia de sus alrededores reacciona juntndose, aumentando su masa e incrementando la gravedad. Este proceso se amplifica por s mismo, al igual que como se comporta una bola de nieve cuando se desprende en cada desde los altos de una montaa. As habran nacido las galaxias del cielo, (condensando parte de la materia dispersada por el universo) y, si se quiere, con agujeros negros incluidos en sus ncleos centrales.

En el proceso que hemos descrito para el nacimiento de las galaxias en el universo es necesario hacer una precisin. No exista ninguna posibilidad de que aquel proceso se pudiese haber llevado a cabo si la materia hubiese sido absolutamente homognea, ya que cada partcula, atrada de igual manera por todas las que la rodean, permanece en el estado inicial.

Pero ello cambia, cuando materia incrementa levemente su densidad por sobre el medio circundante, lo que hace que se genere un proceso de atraccin y, de ah, a la constitucin de las protogalaxias.

Otra versin explicativa de la formacin de las protogalaxias, es aquella que recurre a extensas ondas de choque, la que podra ser denominada como la teora de las explosiones csmicas. sta, parte de la premisa de que los gases primordiales se encontraban, entonces, repartidos en forma uniforme y que requirieron de alguna fuerza exgena para iniciar la evolucin de gases a protogalaxias.

En un escenario, un nmero reducido de estrellas se formaron a partir de las regiones ms densas de gas que comportaba el cosmos primitivo. Las ms masivas de esas estrellas explosionaron como supernovas, creando cataclsmicas ondas de choque que empujaron los gases circundantes en densas nubes. Y, es a partir de esas nubes, es que las estrellas se fueron formando y constituyendo las modernas galaxias que hoy observamos. SECUENCIA DE FORMACION DE LAS GALAXIAS

0,5 billones de aos, comenzando con una muy uniforme distribucin de la materia directamente despus del Big Bang, la gravedad de los ms masivos grupos de estrellas comienza a atraer ms materia. 0,5 - 1 billones de aos, grupos mayores se forman por consolidacin de algunos menores.

1 - 2 billones de aos, despus de crecer hasta una fraccin del tamao de nuestra propia Galaxia, los grupos son suficientemente grandes como para ser vistos por el Telescopio Espacial Hubble. 2 - 4 billones de aos, mayores objetos de aspecto irregular, se forman a travs de colisiones y consolidaciones entre estos grupos de tamao sub-galctico.

4 - 13 billones de aos, se forman galaxias como las vemos hoy en da, y toman sus formas finales.Las galaxias elpticas y espirales con poblaciones de antiguas estrellas rojas en sus centros se forman primero, y los discos de las galaxias espirales se forman despus a partir del gas circundante atrado.

DISTRUBUCIN DE LAS GALAXIAS

Las galaxias no estn aisladas en el espacio, sino que suelen ser miembros de agrupaciones de tamao pequeo o medio, que a su vez forman grandes cmulos de galaxias. Las galaxias no parecen distribuirse uniformemente, sino que se agrupan. Pero, lo sorprendente no es que las galaxias no se distribuyan uniformemente; si as fuere, el universo estara organizado como un inmenso cristal. Ninguna ley conocida de la fsica explicara tal universo cristalino.Para entender cmo se agrupan las galaxias, considera una distribucin de patos en una charca. Algunos patos se alejan por si mismos, pero muchos patos, la mayor parte del tiempo, se encuentran en pequeos grupos de dos o tres o ms que tienden a viajar juntos. Los patos tienden a agruparse y, esta agrupacin, no es resultado del azar. Los patos tienden a estar juntos unos de otros. Como los patos, los cmulos de galaxias se agrupan no por azar, sino porque quieren estar cerca, unos de otros. Por supuesto, como los patos, las galaxias no tienen deseos.Lo que los hace "querer" estar juntos es la fuerza de la gravedad. La gravedad atraer las galaxias, estas se condensan por medio de la fuerza gravitacional y forman los cmulos de galaxias. Los cmulos a la vez forman otras agrupaciones llamadas supercmulos, estos estn dispuestos en largos filamentos fibrosos, con forma de lazo, separados por grandes vacos. Los cosmlogos suponen que la materia oscura, que es un material hipottico que no irradia ni refleja la radiacin electromagntica, puede existir en cantidades suficiente como para generar campos gravitatorios responsables de la distribucin heterognea del universo.

TIPOS DE GALAXIASSegn el aspecto que nos presentan a la observacin de las galaxias pueden clasificarse en varios tipos. Los diferentes tipos de galaxias no slo parecen diferentes, sino que tambin tienen diferentes historias evolutivas. Las tres clases fundamentales de galaxias son elpticas, espirales e irregulares. Estas categoras se dividen a su vez en subclases, a menudo ilustradas usando el diagrama de diapasn de Hubble. Originalmente, los cientficos pensaron que este diagrama poda haber representado una secuencia evolutiva de las galaxias, pero hoy sabemos que esto no es verdad. La formacin y evolucin de las galaxias es un proceso complejo que an se entiende poco.Sa Sb Sc Sd

E0 E6 S0

SBa SBb SBc SBd

1. ELIPTICAS:Las galaxias elpticas son llamadas as porque tienen formas elpticas. Las estrellas, en las galaxias elpticas, se distribuyen alrededor del centro de la galaxia, uniformemente, en todas direcciones. Las elpticas tienen brillos que varan suavemente, disminuyendo gradual y constantemente, del centro hacia fuera. Las galaxias elpticas son tambin, casi todas, del mismo color: algo ms rojas que el Sol. En el diagrama de diapasn son clasificadas como E, seguidas de un nmero indicando cun elptica es una galaxia dada. Cuanto ms alto el nmero, ms elptica, o sea, ms larga que ancha.

El color rojo de las galaxias viene de las estrellas ms viejas y fras. El hecho de que la mayor parte de la luz proviene de estrellas viejas sugiere que muchas elpticas se formaron hace mucho tiempo.

Las galaxias ms grandes, en el universo, son las galaxias elpticas gigantes, en ellas pueden contener un billn de estrellas.

2. ESPIRALES:Las galaxias espirales, tienen discos delgados de estrellas con bulbos brillantes en el centro, llamados ncleos. Los brazos espirales se envuelven alrededor de estos bulbos. Un halo esfrico de estrellas extenso envuelve al ncleo y a los brazos. Los brazos espirales, probablemente, se formaron como resultado de ondas que barren el disco galctico. Las ondas de densidad presionan las nubes de gas interestelar, causando que nuevas estrellas se formen dentro de las nubes. Algunas estrellas nacidas a partir de all son masivas, calientes y brillantes, por lo que hacen que losbrazos espirales sean brillantes. Estas estrellas masivas son azules o blancas, por lo que los brazos espirales tambin parecen blanco azulados. Los espacios entre los brazos contienen las estrellas ms viejas que no son tan brillantes. An as, los ncleos de las espirales son, a menudo, rojos, como las galaxias elpticas, sugiriendo que estn compuestos por estrellas ms viejas.

En el sistema de diapasn de Hubble, las espirales normales son designadas como "S" y las variedades barradas "SB". A cada una de estas clases, a su vez, se las clasifica en tres subclases, de acuerdo al tamao del ncleo y el grado en que los brazos espirales se enrollan. Las tres subclases se denotan con las letras minsculas "a", "b" y "c". Tambin hay algunas galaxias intermedias entre las elpticas y las espirales. Estas galaxias intermedias tienen la forma del disco caracterstica de las espirales, pero no tienen brazos espirales. Estas formas intermedias tienen la designacin "S0". Tres galaxias espirales se muestran abajo.

3. IRREGULARES:Las galaxias "irregulares", contienen una mezcla de formas -algo que no parece ni espiral ni elptica-. Cualquier galaxia de forma no identificada - cuyas estrellas, gas y polvo se esparcen al azar- se clasificacomo irregular. Las irregulares son las galaxias ms pequeas, y pueden contener no ms de un milln de estrellas. Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. Muchas galaxias irregulares pequeas orbitan la Va Lctea, incluyendo a las Nubes Mayory Menor de Magallanes.

Hubble reconoci dos tipos de galaxias irregulares, Irr I e Irr II. Irr I es el tipo ms comn de galaxias irregulares. Este tipo parece ser una extensin de las galaxias espirales, ms all de Sc, en galaxias con estructura espiral no discernible. Las galaxias Irr I son azules, muy dispersas, y con poco o ningn ncleo. Las galaxias Irr II son raras. Este tipo incluye varios tipos de galaxias caticas que parecen haberse formado de muchas formas diferentes.

ESTRUCTURA DE LAS GALAXIASSe crey alguna vez que las regiones visibles de una galaxia espiral representaban el sistema en su totalidad. Los astrnomos consideran ahora que la materia que ha formado las estrellas no es sino una fraccin diminuta del material total contenido en el interior de una galaxia. Esta otra masa est contenida en forma de objetos vagos, demasiado plidos como para ser vistos desde las distancias a las que nosotros contemplamos las galaxias, u otras formas de materia que no podemos detectar directamente.Entre la materia demasiado plida para poder ser vista desde la Tierra, el disco de una galaxia espiral contiene vastos caminos de polvo y gas que no estn luminados. Algunas veces, los caminos de polvo llegan a ser visibles porque bloquean la luz procedente de los brazos espirales, permitindonos reconocer su silueta. El disco galctico contiene asimismo muchas estrellas ms viejas y vagas que no pueden ser vistas porque son eclipsadas por las jvenes estrellas brillantes en los brazos espirales. La rotacin de las estrellas alrededor de las galaxias espirales ha proporcionado importantes claves para saber que las galaxias contienen mucha ms materia de la que es posible ver. El estudio del modo en que los brazos espirales rotan ha conducido a los astrnomos a creer que existen grandes halos esfricos escondidos de materia alrededor de las galaxias espirales.

La distribucin de las galaxias en un corte de la inspeccin espectroscpica del SDSS

La distribucin de las galaxias en un corte de la inspeccin espectroscpica del SDSS