MÓDULO 4 - ASTROFÍSICA EXTRAGALÁCTICA PDF

MÓDULO 4 - ASTROFÍSICA EXTRAGALÁCTICA 4.1. INTRODUCCIÓN A LA ASTROFÍSICA EXTRAGALÁCTICA La astrofísica extragaláctica es una rama de la astrofísica que se ocupa del estudio de objetos y fenómenos más allá de la Vía Láctea. Este campo abarca la investigación de galaxias individuales, su formación, e...

MÓDULO 4 - ASTROFÍSICA EXTRAGALÁCTICA 4.1. INTRODUCCIÓN A LA ASTROFÍSICA EXTRAGALÁCTICA La astrofísica extragaláctica es una rama de la astrofísica que se ocupa del estudio de objetos y fenómenos más allá de la Vía Láctea. Este campo abarca la investigación de galaxias individuales, su formación, evolución, propiedades y la interacción entre ellas; así como la estructura a gran escala del universo, incluyendo cúmulos de galaxias, supercúmulos y el entramado cósmico que compone el tejido del universo. Un aspecto fundamental de la astrofísica extragaláctica es el estudio de la morfología galáctica, que clasifica a las galaxias según su apariencia en diferentes categorías, como espirales, elípticas, lenticulares y galaxias irregulares. Dicha clasificación ayuda a los astrónomos a comprender los procesos de formación y evolución galáctica, así como el papel que juegan las interacciones gravitatorias y las fusiones en la conformación de la estructura galáctica. La astrofísica extragaláctica también investiga fenómenos extremos como los cuásares, los núcleos galácticos activos y las ráfagas de rayos gamma, que son cruciales para entender la física de los agujeros negros supermasivos y los mecanismos de emisión de energía a escalas cosmológicas. Además, la observación de estos fenómenos proporciona información valiosa sobre las condiciones del universo temprano y los procesos de formación y evolución de las estructuras a gran escala. Otro componente clave de esta disciplina es el estudio de la cosmología, que se enfoca en las características globales del universo, como su edad, tasa de expansión, geometría y composición. La investigación en astrofísica extragaláctica se lleva a cabo mediante observaciones a través de una amplia gama de longitudes de onda, desde ondas de radio hasta rayos gamma, Página 1 de 19 utilizando telescopios terrestres y espaciales. Dichas observaciones, combinadas con simulaciones teóricas y computacionales, permiten a los astrofísicos probar teorías sobre la naturaleza del universo y los procesos que rigen la formación y evolución de sus estructuras más grandes. 4.1.1. Unidades de medidas extragalácticas En el campo de la astrofísica extragaláctica, las unidades de medida se adaptan para describir adecuadamente las vastas escalas de distancia, tiempo, masa y luminosidad que caracterizan a los objetos y fenómenos más allá de la galaxia. De esta manera, no solo facilitan la cuantificación y comparación de las propiedades extragalácticas, sino que también reflejan la necesidad de superar las limitaciones de las unidades más convencionales utilizadas en contextos más terrenales o dentro del ámbito del Sistema Solar. A continuación, se presentan algunas de las unidades de medida más relevantes en astrofísica extragaláctica, algunas mencionadas anteriormente: Año luz. Define la distancia que la luz recorre en el vacío durante un año juliano (365,25 días). Es una unidad esencial para expresar distancias estelares y galácticas, facilitando la comprensión de las vastas separaciones entre objetos en el universo. Pársec. Equivalente a aproximadamente 3,26 años luz, es una unidad que surge de la paralaje de un segundo de arco (1/3600 de grado). Es fundamental en la medición de distancias astronómicas a través del método de paralaje estelar y es comúnmente utilizado para expresar distancias a estrellas cercanas y galaxias. Megapársec (Mpc). Utilizado para medir distancias a galaxias y estructuras a gran escala, 1 Mpc es igual a un millón de pársecs. Dicha unidad es particularmente útil en el estudio de la distribución a gran escala del universo y la ley de Hubble, que relaciona la velocidad de recesión de las galaxias con su distancia. Magnitud absoluta. En contraste con la magnitud aparente, que mide el brillo de un objeto tal como se observa desde la Tierra, la magnitud absoluta cuantifica el brillo intrínseco de un objeto, normalizado a una distancia estándar de 10 pársecs. Dicha unidad permite comparar las luminosidades reales de los objetos celestes sin la distorsión causada por las diferencias en la distancia. Masa solar (M). Es la unidad de masa utilizada para expresar la masa de otros objetos astronómicos en términos de la masa del Sol. Es particularmente relevante para describir las masas de estrellas, cúmulos estelares y galaxias, facilitando la comparación de sus propiedades masivas. Luminosidad solar (L ☉). Similarmente, la luminosidad solar es una unidad que mide la luminosidad de objetos astronómicos en términos de la luminosidad del Sol. Es crucial para entender la energía emitida por estrellas y galaxias, así como para estudiar la evolución estelar y galáctica. Redshift (z). Aunque no es una unidad en el sentido tradicional, es una medida crucial en la astrofísica extragaláctica que cuantifica el desplazamiento al rojo de la luz emitida por objetos distantes debido a la expansión del universo. De esta manera, se emplea para estimar la distancia a galaxias lejanas y para explorar la estructura y evolución del universo. Por tanto, estas unidades son herramientas esenciales para los astrofísicos, ya que permiten describir de manera precisa y coherente las propiedades de los objetos extragalácticos y las dinámicas a gran escala del cosmos, proporcionando un marco de referencia común para la investigación y el descubrimiento científico en el ámbito de la astrofísica extragaláctica. 4.1.2. Hacia una definición de galaxia Página 2 de 19 En el contexto de la astrofísica extragaláctica, una galaxia se define como un vasto conjunto de estrellas, gas, polvo cósmico y materia oscura, unidos gravitacionalmente y organizados en una estructura que puede variar desde formas espirales y elípticas hasta irregulares. Dichos sistemas estelares representan las unidades fundamentales de la materia luminosa en el universo y sirven como laboratorios naturales para estudiar procesos astrofísicos complejos, desde la formación y evolución estelar hasta la dinámica de la materia oscura y la interacción con el medio intergaláctico. Desde una perspectiva astrofísica, las galaxias se caracterizan no solo por su composición y estructura, sino también por su dinámica y evolución a lo largo del tiempo cósmico. Se estima que existen más de 100 mil millones de galaxias en el universo observable, cada una conteniendo desde unos pocos millones hasta más de un billón de estrellas, junto con cantidades significativas de gas y polvo interestelares. La presencia de materia oscura, aunque no detectable directamente, se infiere a partir de sus efectos gravitacionales sobre la dinámica galáctica y es considerada un componente crítico en la formación y estabilidad de las galaxias. La clasificación morfológica de las galaxias, desarrollada inicialmente por Edwin Hubble, las organiza en categorías como galaxias espirales, con discos rotatorios y brazos espirales distintivos; galaxias elípticas, que muestran perfiles de luz más suaves y homogéneos; y galaxias irregulares, que carecen de una forma coherente y pueden ser el resultado de interacciones o fusiones galácticas. Esta clasificación no solo refleja la diversidad de formas y tamaños de las galaxias, sino que también proporciona pistas sobre su historia evolutiva y los procesos físicos subyacentes. Además, la astrofísica extragaláctica examina las galaxias en el contexto de su entorno a gran escala, estudiando cómo las interacciones y fusiones galácticas, la acreción de gas y los efectos de la radiación y los vientos galácticos influyen en su formación y evolución. Finalmente, cabe destacar que la distribución de las galaxias en el universo no es uniforme, sino que se organiza en una vasta red de filamentos y vacíos, con galaxias agrupándose en cúmulos y supercúmulos. 4.2. CLASIFICACIÓN MORFOLÓGICA La clasificación morfológica en astrofísica, particularmente en el estudio de las galaxias, es un esquema sistemático utilizado para categorizar las galaxias según su forma, estructura y características visuales. 4.2.1. Propiedades morfológicas de las galaxias Las propiedades morfológicas de las galaxias proporcionan información crucial sobre su estructura, formación y evolución. Dichas características incluyen la forma general, la presencia de estructuras distintivas como brazos espirales o barras, la distribución de estrellas y gas, y la dinámica interna. A continuación, se detallan las propiedades morfológicas clave que se observan en las galaxias: Página 3 de 19  Forma y estructura: Elípticas. Presentan formas que van desde esferoides hasta elipsoides alargados, caracterizados por perfiles de brillo suaves y homogéneos sin estructuras internas distintas como brazos espirales. La clasificación de las elípticas (E0-E7) se basa en su elipticidad, determinada por la razón entre los ejes mayor y menor. Espiral. Poseen discos planos con brazos espirales distintivos donde ocurre la formación estelar activa. El núcleo central o bulbo contiene principalmente estrellas antiguas. Las espirales se dividen en normales (S) y barradas (SB), dependiendo de la presencia de una barra estructural que se extiende desde el núcleo. Lenticulares. Combinan características de las elípticas y espirales, con un bulbo central prominente y un disco galáctico, pero sin brazos espirales. Representan una transición en la secuencia morfológica de Hubble. Irregulares. Carecen de simetría y estructura definida, a menudo resultado de procesos dinámicos como interacciones y fusiones galácticas. Características distintivas: Brazos espirales. Presentes en galaxias espirales, son regiones de formación estelar intensa, ricas en gas y polvo interestelar, y marcadas por la presencia de estrellas jóvenes y calientes que iluminan su entorno. Barra central. Una estructura lineal de estrellas que se extiende desde el centro de algunas galaxias espirales (barradas) y conecta con los brazos espirales. Las barras influyen en la dinámica interna y la redistribución de material en el disco galáctico. Bulbo galáctico. Una concentración esférica o elipsoidal de estrellas en el centro de una galaxia, más prominente en las galaxias espirales y lenticulares. Así, contiene principalmente estrellas antiguas y tiene una dinámica similar a la de las galaxias elípticas. Disco galáctico. Una estructura plana y rotativa que contiene la mayor parte del gas, polvo y estrellas jóvenes en las galaxias espirales y lenticulares. Distribución de materia: Gas y polvo interestelar. Concentrado principalmente en los brazos espirales y el disco de las galaxias espirales, este componente es crucial para la formación de nuevas estrellas. Materia oscura. Aunque no observable directamente, su presencia se infiere a partir de efectos gravitacionales sobre la dinámica galáctica. La materia oscura forma halos extensos que envuelven las componentes visibles de las galaxias y son fundamentales para su estabilidad y formación. Dinámica: Rotación. Las galaxias espirales y lenticulares muestran patrones de rotación en sus discos, con velocidades que varían según la distancia al centro galáctico. Este movimiento es clave para entender la masa total de la galaxia, incluida la materia oscura. Dispersión de velocidades. En las galaxias elípticas, la falta de un patrón de rotación coherente lleva a una dinámica dominada por la dispersión de velocidades de las estrellas, lo que contribuye a su forma elipsoidal. Dichas propiedades morfológicas no solo ofrecen una visión de la apariencia actual de las galaxias, sino que también proporcionan pistas sobre los procesos físicos que han influido en su evolución a lo largo del tiempo cósmico. Además, la clasificación y estudio de estas características permiten a los astrofísicos comprender mejor la formación de galaxias, la dinámica del universo a gran escala y los principios fundamentales que rigen la evolución cósmica. 4.3. MASAS, TAMAÑOS Y DISTANCIAS En la astrofísica extragaláctica, las masas, los tamaños y las distancias son conceptos fundamentales que permiten a los científicos describir, analizar y comprender las propiedades y la evolución de los objetos más allá de la Vía Láctea. Página 4 de 19 Dichas medidas son cruciales para estudiar la estructura y la dinámica del universo a gran escala, incluyendo galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos y el tejido cósmico general que compone el cosmos. 4.3.1. Masas y tamaños Las masas y tamaños de objetos en astrofísica extragaláctica, como galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras a gran escala, son parámetros fundamentales para entender la composición, estructura y dinámica del universo. Así, las masas de las galaxias varían ampliamente. Las galaxias enanas pueden tener masas tan bajas como 10^7 a 10^9 masas solares (M☉), mientras que las galaxias espirales como la Vía Láctea tienen masas del orden de 10^12 M☉. En este sentido, las galaxias elípticas masivas pueden alcanzar masas de hasta 10^13 M☉. La mayor parte de esta masa, especialmente en galaxias más grandes, reside en un halo de materia oscura que envuelve la componente visible de la galaxia. Por otro lado, los cúmulos de galaxias son las estructuras gravitacionalmente unidas más masivas del universo, con masas que pueden superar 10^14 a 10^15 M☉. Dichas masas incluyen no solo las galaxias individuales dentro del cúmulo, sino también una gran cantidad de gas caliente intergaláctico y, predominantemente, materia oscura. Aunque no se observa directamente, la materia oscura constituye aproximadamente el 85 % de la masa total del universo. Su presencia se infiere a partir de sus efectos gravitacionales, como la rotación de las galaxias y la dinámica de los cúmulos de galaxias. En cuanto al tamaño de una galaxia, este se puede caracterizar por su diámetro. Las galaxias enanas pueden ser tan pequeñas como unos pocos miles de años luz de diámetro, mientras que las galaxias espirales y elípticas típicas tienen diámetros en el rango de 20 000 a 100 000 años luz. Los halos de materia oscura que rodean estas galaxias pueden extenderse aún más, aunque no sean visibles directamente. Los cúmulos pueden tener dimensiones considerables, con diámetros que van desde unos pocos millones hasta más de 10 millones de años luz. Estas enormes estructuras contienen cientos o, incluso, miles de galaxias individuales, además de grandes cantidades de gas intergaláctico caliente que emite rayos X. En la mayor escala, el universo muestra una estructura de red cósmica compuesta por filamentos y hojas de galaxias que se entrecruzan, separadas por vastos vacíos. Dichos filamentos pueden extenderse por cientos de millones de años luz y contener una masa significativa del universo. La medición de masas y tamaños en astrofísica extragaláctica se realiza mediante una combinación de observaciones directas e indirectas, utilizando técnicas como la dinámica estelar y galáctica, las propiedades del gas intergaláctico, y los efectos de lente gravitacional. Estos parámetros no solo son cruciales para la clasificación y comprensión de las propiedades individuales de los objetos extragalácticos, sino también para el estudio de la evolución del universo, la formación de estructuras a gran escala y los modelos cosmológicos. 4.3.2. Frecuencias Página 5 de 19 En astrofísica, el concepto de frecuencia se refiere a la cantidad de ondas electromagnéticas que pasan por un punto dado en un segundo y se mide en Hercios (Hz), donde 1 Hz equivale a una onda por segundo. El espectro electromagnético abarca un rango extremadamente amplio de frecuencias, desde ondas de radio de baja frecuencia hasta rayos gamma de alta frecuencia. Cada rango de frecuencia proporciona información única sobre los procesos astrofísicos y las propiedades de los objetos celestes. Seguidamente, se detallan los principales rangos de frecuencia utilizados en la astrofísica: Ondas de radio. Tienen una frecuencia < 300 GHz (longitudes de onda > 1 mm). Se emplean para el estudio de nubes moleculares, residuos de supernovas, núcleos galácticos activos y el fondo cósmico de microondas. Los radiotelescopios captan las señales en este rango. Microondas. Consisten en frecuencias de 300 GHz a 300 GHz (longitudes de onda de 1 mm a 1 m). Son de utilidad para la observación de la radiación cósmica de fondo de microondas, que proporciona evidencia del Big Bang y permite estudiar las propiedades del universo temprano. Infrarrojo. Constituyen frecuencias de 300 GHz a 430 THz (longitudes de onda de 700 nm a 1 mm). Supone el estudio de regiones de formación estelar, discos protoplanetarios, núcleos de galaxias y universo temprano. La observación en infrarrojo permite ver a través de nubes de polvo que bloquean la luz visible. Luz visible. Tienen una frecuencia de 430 THz a 790 THz (longitudes de onda de 380 a 750 nm). Sirven para observaciones directas de estrellas, galaxias y otros objetos astronómicos. La mayoría de las observaciones astronómicas se han realizado históricamente en este rango. Ultravioleta. Corresponden a aquellas frecuencias de 790 THz a 30 PHz (longitudes de onda de 10 a 380 nm). Son de utilidad para el estudio de temperaturas muy altas en estrellas jóvenes y activas, núcleos galácticos activos y supernovas. La observación en ultravioleta es crucial para entender la formación estelar y la evolución galáctica. Rayos X. Consisten en frecuencias de 30 PHz a 30 EHz (longitudes de onda de 0.01 a 10 nm). Sus aplicaciones principales son para la investigación de fenómenos de alta energía como los remanentes de supernovas, agujeros negros, nebulosas y cúmulos de galaxias. Los rayos X revelan procesos extremos en el universo. Rayos gamma. Suponen frecuencias de > 30 EHz (longitudes de onda < 0.01 nm). Son de utilidad para el estudio de los eventos más energéticos y violentos del universo, como las explosiones de supernovas, los núcleos galácticos activos y las ráfagas de rayos gamma. Los rayos gamma proporcionan una visión de los procesos físicos bajo condiciones extremas. Cada rango de frecuencia del espectro electromagnético ofrece una ventana única a diferentes aspectos del universo. La astrofísica moderna combina observaciones en múltiples bandas de frecuencia para obtener una comprensión más completa y detallada de los objetos y fenómenos astronómicos. La observación multi-longitud de onda ha revolucionado la comprensión del cosmos, revelando fenómenos que no serían visibles en un solo rango de frecuencia. 4.3.3. Distancias Las distancias en astrofísica extragaláctica son fundamentales para entender la estructura y evolución del universo. Dada la inmensidad del cosmos, se emplean diversas unidades y métodos para medir distancias, cada uno adecuado para diferentes escalas y contextos. Así, algunos métodos de medición de distancias son los que se abordan seguidamente: Página 6 de 19  Paralaje. Se basa en el cambio aparente de la posición de un objeto debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Es el método más directo para medir distancias estelares, pero su utilidad se limita a estrellas dentro de unos pocos cientos de pársecs debido a la disminución de la precisión con el aumento de la distancia. Candelas estándar. Se examinan objetos cuya luminosidad intrínseca se conoce o puede estimarse. Comparando su brillo aparente con su brillo intrínseco, se puede calcular su distancia. Ejemplos incluyen las estrellas variables Cefeidas y las supernovas Tipo Ia. Relación Tully-Fisher. Utilizada para galaxias espirales, esta relación correlaciona la luminosidad de una galaxia con su velocidad de rotación. Dado que la velocidad de rotación puede medirse, se puede estimar la luminosidad y, por lo tanto, la distancia. Relación Faber-Jackson. Es similar a la relación Tully-Fisher, pero aplicada a galaxias elípticas. Correlaciona la luminosidad de la galaxia con la dispersión de velocidades de sus estrellas. Ley de Hubble. Basada en la observación de que el universo se está expandiendo, relaciona la velocidad de recesión de una galaxia (determinada a través del corrimiento al rojo) con su distancia. Es útil para medir distancias a galaxias muy lejanas. En las escalas más grandes, las distancias se interpretan dentro del marco de modelos cosmológicos que describen la expansión del universo. La métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, que surge de soluciones a las ecuaciones de campo de Einstein en la teoría general de la relatividad, proporciona una base para comprender las distancias cosmológicas, incluyendo conceptos como la distancia comóvil y la distancia de luminosidad. Medir distancias en astrofísica extragaláctica es un desafío complejo que requiere una combinación de métodos observacionales y teóricos. La precisión y fiabilidad de estas medidas son cruciales para la comprensión del universo, incluyendo la determinación de la tasa de expansión del universo (constante de Hubble), la edad del universo, y la estructura y evolución de las galaxias y el cosmos en su conjunto. 4.4. DISTRIBUCIÓN ESPACIAL La distribución espacial en astrofísica extragaláctica se refiere a la disposición y organización de las galaxias y otras estructuras cósmicas en el universo a gran escala. Este campo de estudio abarca la comprensión de cómo y por qué las galaxias se agrupan, se distribuyen y se mueven en el vasto entorno cósmico. Por tanto, es fundamental para desentrañar los principios subyacentes de la formación y evolución del universo, así como para probar teorías cosmológicas, incluida la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura. Página 7 de 19 En este sentido, la distribución de las galaxias no es uniforme ni aleatoria, sino que exhibe una jerarquía y estructura definida, organizada en una variedad de escalas: 1. Galaxias y grupos de galaxias. Las galaxias, que pueden variar desde enanas hasta gigantes elípticas y espirales, son los bloques básicos de la estructura a gran escala del universo. Muchas galaxias se encuentran en grupos, que son colecciones de unas pocas hasta decenas de galaxias unidas gravitacionalmente. 2. Cúmulos de galaxias. En una escala más grande, los grupos de galaxias pueden formar parte de cúmulos de galaxias, que son sistemas de cientos a miles de galaxias. Estos cúmulos también contienen grandes cantidades de gas caliente intergaláctico y están dominados por halos de materia oscura. 3. Super cúmulos de galaxias. Los cúmulos de galaxias se agrupan aún más en super cúmulos, que son vastas concentraciones de galaxias y cúmulos de galaxias que pueden abarcar cientos de millones de años luz. 4. Filamentos, hojas y vacíos. A la mayor escala, las galaxias, grupos y cúmulos se distribuyen en una compleja red cósmica de filamentos y hojas, que son estructuras largas y delgadas o planas de galaxias, que rodean vastas regiones de vacío prácticamente desprovistas de galaxias. Dicha estructura en forma de red se asemeja a una telaraña cósmica, con filamentos que se cruzan en nodos donde se encuentran los cúmulos de galaxias. En cuanto a la distribución espacial de las galaxias, está influenciada por varios procesos dinámicos: Gravitación. La atracción gravitacional entre galaxias y la influencia dominante de la materia oscura son fundamentales para la formación de estructuras a gran escala. Expansión del universo. La métrica de expansión del espacio-tiempo afecta las distancias relativas entre las galaxias y estructuras más grandes, modificando la distribución espacial a lo largo del tiempo cósmico. Fusiones y acercamientos galácticos. Las interacciones gravitacionales entre galaxias pueden llevar a fusiones que alteran la morfología galáctica y pueden desencadenar la formación de estrellas, modificando la distribución local de las galaxias. En resumen, la distribución espacial en astrofísica extragaláctica es un área de investigación vital que aborda algunas de las preguntas más profundas sobre la estructura, origen y destino del universo. A través del estudio de cómo se organizan las galaxias y otras estructuras a gran escala, los científicos pueden profundizar en la comprensión de los principios fundamentales que rigen la cosmología y la física del universo. 4.4.1. Agrupaciones de galaxias Las agrupaciones de galaxias constituyen uno de los pilares fundamentales para la comprensión de la estructura y la dinámica del universo a gran escala en el campo de la astrofísica extragaláctica. Estas agrupaciones, que varían desde pequeños grupos hasta enormes cúmulos y supercúmulos, desempeñan un papel crucial en el estudio de la formación y evolución de las galaxias, la distribución de la materia oscura, y las propiedades del universo en su conjunto. Así, los grupos de galaxias representan las agrupaciones más comunes en el universo, compuestos típicamente por unas pocas hasta unas pocas decenas de galaxias que abarcan unos pocos millones de años luz. Dichas entidades suelen estar dominadas por una o dos galaxias grandes, con galaxias satélite Página 8 de 19 más pequeñas gravitacionalmente ligadas a ellas. Los grupos de galaxias son entornos clave para estudiar las interacciones galácticas, como las fusiones y los efectos de marea, que pueden tener un impacto significativo en la evolución de las galaxias. Por otro lado, los cúmulos de galaxias son las estructuras gravitacionalmente unidas más grandes y masivas del universo, conteniendo desde cientos hasta miles de galaxias individuales, extendiéndose por regiones de hasta unos 30 millones de años luz. En este sentido, estas agrupaciones albergan una considerable cantidad de materia oscura y están inmersas en gas intergaláctico caliente, que emite radiación de rayos X, permitiendo su detección a través de observatorios de rayos X espaciales. Además, los cúmulos de galaxias son laboratorios cruciales para estudiar la cosmología, la distribución de la materia oscura, y la física del plasma intergaláctico. Los supercúmulos , por su parte, son vastas agrupaciones de varios cúmulos y grupos de galaxias, que se extienden por regiones del espacio de hasta cientos de millones de años luz. De esta manera, no están gravitacionalmente unidas en la misma medida que los cúmulos individuales debido a la expansión del universo, pero su estudio es esencial para entender la jerarquía y la escala de la estructura cósmica, así como la dinámica a gran escala del cosmos. En la escala más grande, las galaxias, grupos y cúmulos se distribuyen en una intrincada red cósmica conocida como la red cósmica, compuesta por filamentos y hojas de galaxias. Dichas estructuras lineales o planas forman los bordes de vastos vacíos, creando una estructura parecida a una esponja o telaraña a gran escala. Los filamentos de galaxias, que pueden ser vistos como puentes entre cúmulos, son fundamentales para comprender la dinámica del flujo de materia y la evolución del universo a gran escala. Por lo que se refiere a los vacíos , estos son regiones extensas del espacio con una densidad significativamente menor de galaxias en comparación con el promedio cósmico. Pueden tener diámetros de hasta cientos de millones de años luz, por lo que son importantes para estudios cosmológicos, ya que su existencia y propiedades son sensibles a los parámetros fundamentales del universo, como la naturaleza de la energía oscura y las teorías de la gravedad. En definitiva, el estudio de las agrupaciones de galaxias es fundamental para varios aspectos de la astrofísica y la cosmología, pues proporciona información valiosa sobre la formación y evolución de las galaxias, la naturaleza y distribución de la materia oscura, los mecanismos de calentamiento y enfriamiento del gas intergaláctico, y las condiciones iniciales del universo poco después del Big Bang. 4.5. PROPIEDADES FOTOMÉTRICAS Las propiedades fotométricas en astrofísica se refieren a la medida y análisis de la luz (o radiación electromagnética) emitida, reflejada o transmitida por objetos astronómicos. Así, son fundamentales para entender la composición, estructura, temperatura, distancia y otras características físicas de estrellas, galaxias, nebulosas y otros cuerpos celestes. La fotometría, que literalmente significa medición de la luz, proporciona una rica fuente de Página 9 de 19 información astronómica a través de la observación y el análisis cuantitativo de la intensidad de la luz y su distribución espectral. A continuación, se detallan las principales propiedades fotométricas utilizadas en astrofísica: Magnitud. Es una medida logarítmica del brillo de un objeto. En este sentido, la magnitud aparente cuantifica cuán brillante aparece un objeto desde la Tierra, mientras que la magnitud absoluta mide el brillo intrínseco de un objeto, normalizado a una distancia estándar de 10 pársecs. La diferencia entre estas magnitudes proporciona información sobre la distancia del objeto. Índices de color. Se determinan midiendo la magnitud de un objeto en diferentes bandas espectrales y calculando la diferencia entre estas magnitudes. Los índices de color son indicativos de la temperatura superficial de las estrellas, con estrellas más azules siendo más calientes y estrellas más rojas siendo más frías. Variabilidad y periodicidad. Las curvas de luz muestran cómo cambia el brillo de un objeto con el tiempo. Son cruciales para estudiar estrellas variables, exoplanetas (a través de tránsitos), supernovas y otros fenómenos transitorios. La periodicidad en las curvas de luz puede revelar la presencia de compañeros orbitales o pulsaciones estelares. Espectros. La distribución de la intensidad de la luz a través de diferentes longitudes de onda (espectro) proporciona información sobre la composición química, temperatura, densidad y movimiento de los objetos celestes. Las líneas de absorción y emisión en los espectros son herramientas poderosas para el análisis astrofísico. Atenuación de la luz. La luz de los objetos astronómicos se atenúa y enrojece al pasar a través del medio interestelar debido al polvo y al gas. Este efecto, conocido como reddening (enrojecimiento) y extinción, debe ser considerado y corregido al analizar las propiedades fotométricas intrínsecas de los objetos. Medidas de energía. El flujo mide la energía recibida por unidad de área y tiempo desde un objeto astronómico, mientras que la luminosidad es la cantidad total de energía que un objeto emite por unidad de tiempo. Dichas medidas están relacionadas con la distancia al objeto y su potencia emisora. Distribución de luz en galaxias y nebulosas. Los perfiles de brillo describen cómo varía la intensidad de la luz desde el centro hacia los bordes de objetos extendidos como galaxias y nebulosas. Por tanto, los perfiles de brillo son fundamentales para estudiar la estructura y dinámica de estas entidades. 4.5.1. Perfiles radiales de brillo Los perfiles radiales de brillo describen cómo varía la intensidad de la luz de un objeto astronómico, como una galaxia o una nebulosa, desde su centro hacia sus regiones exteriores. De esta manera, proporcionan información esencial sobre la estructura, composición y dinámica de los objetos, así como sobre los procesos de formación y evolución que han experimentado. En el contexto de las galaxias, los perfiles radiales de brillo son particularmente valiosos para discernir sus características morfológicas y para inferir la presencia de componentes como bulbo, disco y halo. Seguidamente, se detallan algunos de los perfiles radiales de brillo más estudiados en astrofísica: Perfil de De Vaucouleurs. Predominantemente en galaxias elípticas y en los bulbos de las galaxias espirales. Muestra un declive suave de la intensidad desde el centro, con una caída más pronunciada en las regiones exteriores, reflejando la concentración de estrellas en el centro de las galaxias elípticas y los bulbos de las espirales. Perfil exponencial de disco. Utilizado para describir los discos de las galaxias espirales y lenticulares. Indica una disminución más uniforme y menos pronunciada de la intensidad con el aumento de la distancia radial, reflejando la distribución más homogénea de estrellas en los discos galácticos. Página 10 de 19  Perfil de Sérsic. Puede describir tanto galaxias elípticas como el bulbo de las galaxias espirales, ajustándose a una amplia variedad de perfiles de brillo. Permite una descripción flexible de los perfiles de brillo, adaptándose a la diversidad de estructuras galácticas. Perfiles de brillo en nebulosas y cúmulos estelares. En nebulosas pueden revelar la distribución del gas y el polvo, así como los procesos de formación estelar en su interior. En cambio, en cúmulos estelares, los perfiles de brillo pueden indicar la concentración de estrellas hacia el centro y proporcionar pistas sobre la evolución dinámica del cúmulo. Por tanto, los perfiles radiales de brillo son fundamentales para el análisis fotométrico en astrofísica, permitiendo a los investigadores desentrañar la estructura y composición de los objetos astronómicos. Dichos perfiles se obtienen a través de observaciones detalladas y el procesamiento de imágenes, utilizando telescopios terrestres y espaciales equipados con instrumentación fotométrica avanzada. Al comparar los perfiles observados con modelos teóricos, los astrofísicos pueden inferir propiedades físicas clave de los objetos estudiados y avanzar en la comprensión del universo. 4.5.2. Diagramas color-color Los diagramas color-color son una herramienta fundamental en la astrofísica que se utiliza para analizar y clasificar las propiedades estelares y galácticas a partir de observaciones fotométricas. Representan, entonces, las relaciones entre diferentes índices de color de un objeto astronómico, que se derivan de sus magnitudes (una medida logarítmica del flujo de luz) en diferentes bandas espectrales. Cabe destacar que los índices de color, como B – V o U – B, se calculan restando las magnitudes en dos bandas espectrales, y reflejan la temperatura efectiva, la composición química, la edad y la presencia de absorción interestelar entre otros aspectos físicos de las estrellas y galaxias. Por lo que se refiere a sus usos, pueden observarse los siguientes: Clasificación estelar. Son especialmente útiles para clasificar estrellas según su temperatura superficial, ya que diferentes temperaturas resultan en diferentes colores observados. Por ejemplo, una estrella más caliente emitirá más luz en el extremo azul del espectro, mientras que una estrella más fría emitirá más luz en el extremo rojo. Identificación de poblaciones estelares. Permiten distinguir entre diferentes poblaciones estelares, como estrellas jóvenes y calientes de la secuencia principal, gigantes rojas y enanas blancas, cada una ocupando regiones distintas en el diagrama. Estudio de galaxias. Pueden ayudar a identificar tipos morfológicos, edades de las poblaciones estelares y efectos del enrojecimiento por polvo interestelar. Detección de exoplanetas y variables. Se utilizan para identificar objetos astronómicos con propiedades inusuales, como estrellas variables, objetos con excesos infrarrojos indicativos de discos circunestelares o, incluso, la detección de exoplanetas a través de variaciones en los índices de color. Por otro lado, para la construcción y análisis de los diagramas de color son necesarios una serie de elementos, entre los cuales destacan los siguientes: Ejes. Representan diferentes índices de color. Por ejemplo, el eje horizontal podría ser el índice de color B – V y el eje vertical podría ser U – B. Página 11 de 19  Puntos. Cada punto en el diagrama representa una estrella, galaxia u otro objeto astronómico, posicionado según sus índices de color calculados a partir de observaciones fotométricas. Secuencia principal y ramas. En el caso de un diagrama de estrellas, la mayoría se agrupará a lo largo de una secuencia principal, que refleja la relación entre la temperatura y el color para las estrellas de la secuencia principal. Las estrellas en diferentes fases evolutivas se desviarán de esta secuencia principal y formarán ramas distintas. De esta manera, al comparar los colores observados de las estrellas con los colores intrínsecos esperados (sin la influencia del polvo interestelar), los astrónomos pueden medir el enrojecimiento y la extinción causados por el polvo y calcular las correcciones necesarias. Los diagramas color-color, junto con modelos teóricos de evolución estelar y galáctica, pueden ser utilizados para estimar las distancias a diferentes objetos astronómicos, especialmente cuando se combinan con datos de paralaje u otras medidas de distancia. En definitiva, los diagramas color-color son, por lo tanto, una herramienta versátil y potente en la astrofísica, proporcionando una vía rica en información para la interpretación de las propiedades y la evolución de una amplia gama de objetos astronómicos a partir de datos fotométricos. 4.6. POBLACIONES ESTELARES EN GALAXIAS La clasificación de las poblaciones estelares es fundamental para entender la estructura y evolución de las galaxias. Este concepto fue desarrollado en la década de 1940 por Walter Baade, quién, basándose en sus observaciones de la galaxia de Andrómeda y otras galaxias, diferenció dos tipos distintos de poblaciones estelares: Población I y Población II. Posteriormente, se ha ido refinando esta clasificación para incluir una tercera categoría, la Población III, que se cree que contiene las estrellas más antiguas del universo. Las estrellas de Población I son estrellas jóvenes, ricas en metales, y se encuentran principalmente en los discos de las galaxias espirales, incluyendo la Vía Láctea. El término "ricas en metales" en astrofísica indica una alta presencia de elementos más pesados que el helio, que se consideran "metales" en este contexto. Estas estrellas son generalmente azules, brillantes y masivas, lo que indica que son relativamente nuevas en términos astronómicos, ya que las estrellas masivas tienen vidas más cortas. Se encuentran cerca de regiones de formación estelar activa, como nebulosas, donde el gas y el polvo se condensan para formar nuevas estrellas. Ejemplos de estrellas de Población I incluyen a la mayoría de las estrellas visibles a simple vista, como el Sol. Página 12 de 19 Por su parte, las estrellas de Población II aluden a estrellas más antiguas y pobres en metales, y se encuentran en las partes más antiguas de las galaxias, como los halos galácticos y los cúmulos globulares. Estas estrellas son generalmente de color más rojo, menos masivas y menos luminosas que las estrellas de Población I, reflejando su avanzada edad y menor contenido metálico. Se formaron poco después del Big Bang, en un momento en que el universo tenía una cantidad limitada de elementos pesados. Estas estrellas son cruciales para entender la formación temprana de las galaxias y la evolución química del universo. Finalmente, las estrellas de Población III son teóricas y se cree que son las primeras estrellas que se formaron en el universo. Aún no se han observado directamente, pero se piensa que se compusieron casi exclusivamente de hidrógeno y helio, con trazas insignificantes de elementos más pesados. Estas estrellas habrían sido enormemente masivas, luminosas y de vida muy corta. Se cree que su existencia fue fundamental para la reionización del universo y para enriquecer el medio interestelar con los primeros elementos pesados, lo que permitió la formación de estrellas de Población II y, eventualmente, de Población I. 4.7. COMPONENTE DIFUSO: GAS Y POLVO El componente difuso de gas y polvo en las galaxias es una parte integral de la estructura y dinámica galáctica, desempeñando un papel crucial en los procesos de formación estelar, evolución química y regulación térmica del medio interestelar. Este componente está compuesto principalmente por hidrógeno atómico, gas ionizado y gas molecular. 4.7.1. Hidrógeno atómico El hidrógeno atómico (HI) es un componente crucial del medio interestelar (ISM) en las galaxias y juega un papel fundamental en la astrofísica del componente difuso. Así, constituye la mayor reserva de materia bariónica en el universo después del hidrógeno molecular (H2) y es esencial para entender la estructura y dinámica del medio interestelar, así como los procesos de formación estelar. En este sentido, sus propiedades son las siguientes: Transición hiperfina de 21 cm. El hidrógeno atómico es detectable en el espectro de radio a través de la línea de 21 cm, que resulta de la transición hiperfina del estado fundamental del átomo de hidrógeno. Esta transición ocurre cuando el espín del electrón invierte su orientación con respecto al espín del protón, liberando un fotón con una longitud de onda de aproximadamente 21 cm (o una frecuencia de 1420 MHz). Dicha línea espectral es una herramienta poderosa para mapear la distribución y la dinámica del hidrógeno atómico en nuestra galaxia y en otras galaxias. Temperatura de espín. La intensidad de la línea de 21 cm está relacionada con la temperatura de espín del gas de hidrógeno, que es una medida de la distribución de los átomos de hidrógeno entre los dos niveles de energía de la transición hiperfina. La temperatura de espín está influenciada por procesos de colisión y radiación en el medio interestelar. En cuanto a su distribución y estructura, pueden observarse los siguientes estadios: Discos galácticos. El HI se encuentra predominantemente en los discos de las galaxias espirales y lenticulares, donde forma una componente extendida que a menudo sobrepasa el disco óptico visible. Dicha distribución extendida del hidrógeno atómico es fundamental para estudiar la estructura a gran escala de las galaxias y la dinámica del gas en sus discos. Nubes de HI. Dentro de los discos galácticos, el HI no está distribuido uniformemente, sino que se encuentra en estructuras de densidad variable, desde nubes de baja densidad hasta filamentos y capas más densas. Estas estructuras son sitios potenciales para la transición a hidrógeno molecular y la posterior formación estelar. Página 13 de 19  Medio interestelar difuso. Aparte de las concentraciones en nubes y filamentos, el HI también permea el medio interestelar difuso, actuando como un componente fundamental del ecosistema galáctico y participando en el ciclo de retroalimentación entre las estrellas y el medio interestelar. Cabe destacar que el hidrógeno atómico es un precursor crítico para la formación de hidrógeno molecular en regiones más densas y frías del medio interestelar, donde eventualmente puede colapsar bajo la gravedad para formar nuevas estrellas. A través de los procesos de formación y evolución estelar, y los eventos subsiguientes de supernova, el HI se enriquece con elementos más pesados, contribuyendo al ciclo de enriquecimiento químico del medio interestelar. Finalmente, las observaciones de HI proporcionan información vital sobre la cinemática y la dinámica del gas en las galaxias, incluyendo la rotación de los discos galácticos, las interacciones y fusiones galácticas, y la presencia de materia oscura a través de la influencia gravitacional que ejerce sobre la dinámica del gas. 4.7.2. Gas ionizado El gas ionizado en el componente difuso del medio interestelar (ISM) de las galaxias desempeña roles cruciales en la astrofísica, influyendo en la evolución galáctica, la formación estelar y la dinámica del ISM. Este gas se compone principalmente de átomos que han perdido uno o más electrones debido a procesos de ionización, resultando en un plasma que contiene iones positivos y electrones libres. Así, la ionización puede ser causada por la radiación ultravioleta de estrellas calientes, choques de supernovas, colisiones entre partículas de gas o radiación de fondo cósmico. Las regiones HII son ejemplos prominentes de gas ionizado, creadas por estrellas masivas y calientes (tipos espectrales O y B) que emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta. Dicha radiación ioniza el hidrógeno y otros elementos en el gas circundante. Estas regiones se caracterizan por: Emisión de líneas espectrales. La recombinación de electrones con iones produce líneas de emisión espectrales distintivas, como la línea alfa de hidrógeno (Hα) en el rojo visible, permitiendo la detección de regiones HII. Estructura y morfología. Las regiones HII varían en tamaño desde las pequeñas y densas regiones de formación estelar hasta enormes complejos que se extienden por cientos de años luz. Contribución a la evolución galáctica. Las regiones HII son cunas de formación estelar y juegan un papel vital en la evolución química del ISM a través del enriquecimiento de elementos pesados. Además de las regiones HII, el gas ionizado también se encuentra en nebulosas planetarias y restos de supernova, donde las capas exteriores de estrellas en las etapas finales de su evolución son expulsadas e ionizadas por la radiación ultravioleta del núcleo estelar caliente o por el choque de la explosión de supernova, respectivamente. Aparte de estas estructuras densas, existe un componente difuso de gas ionizado en el ISM, conocido como el medio interestelar difuso ionizado (WIM, por sus siglas en inglés). Este componente se caracteriza por: Página 14 de 19  Baja densidad y gran escala. Abarca grandes volúmenes con densidades relativamente bajas y se extiende a lo largo de los discos y halos de las galaxias. Ionización. Aunque la fuente exacta de ionización del WIM es compleja y puede incluir la radiación de estrellas masivas, los choques de supernovas y la radiación ionizante de fondo, su mantenimiento es crucial para comprender la dinámica energética del ISM. En este sentido, el estudio del gas ionizado proporciona información fundamental sobre una variedad de procesos astrofísicos: Formación y evolución estelar. Las regiones de gas ionizado son indicadores de formación estelar activa y proporcionan un medio para estudiar las interacciones entre estrellas jóvenes y el ISM. Retroalimentación estelar. Las estrellas masivas inyectan energía en el ISM a través de vientos estelares y explosiones de supernovas, afectando las condiciones locales del gas y regulando futuras generaciones de formación estelar. Estructura y cinemática del ISM. La distribución y dinámica del gas ionizado ofrecen pistas sobre la estructura del ISM y los procesos que rigen su evolución, incluidas las interacciones galácticas y los efectos de la rotación galáctica. Finalmente, el gas ionizado en el componente difuso es, por lo tanto, un laboratorio natural para estudiar la interacción entre la energía radiativa y mecánica de las estrellas y el medio interestelar, jugando un papel crucial en la evolución de las galaxias y en la ciclación de la materia a través del cosmos. 4.7.3. Gas molecular El gas molecular en el componente difuso del medio interestelar (ISM) de las galaxias representa la fase más fría y densa del ISM y es fundamental para la comprensión de los procesos de formación estelar. Este gas se encuentra principalmente en nubes moleculares, que son conglomerados de gas y polvo con densidades y temperaturas que permiten la formación y existencia de moléculas, siendo el hidrógeno molecular (H2) la más abundante y significativa de estas. El H2 se forma principalmente en la superficie de granos de polvo interestelar, donde los átomos de hidrógeno pueden encontrarse y unirse. Este proceso es eficiente en regiones con suficiente densidad de átomos de hidrógeno y granos de polvo, y a temperaturas lo suficientemente bajas A pesar de su abundancia, el H2 es difícil de detectar directamente en el espacio frío e interestelar debido a su falta de un momento dipolar eléctrico, lo que limita las transiciones electromagnéticas. En este sentido, las observaciones de H2 se realizan indirectamente a través de trazadores, como las líneas de emisión del monóxido de carbono (CO), que es la segunda molécula más abundante en el ISM molecular y cuya emisión es más fácil de detectar. 4.8. GALAXIAS ACTIVAS Y CUÁSARES Las galaxias activas y los cuásares representan una clase de objetos astronómicos caracterizados por una emisión excepcionalmente energética que no se puede atribuir exclusivamente a las estrellas, el gas o el polvo que comúnmente constituyen las galaxias. Página 15 de 19 Dicha emisión proviene de regiones centrales muy compactas, conocidas como núcleos galácticos activos (AGN, por sus siglas en inglés), donde se cree que la actividad es impulsada por la acreción de materia hacia agujeros negros supermasivos situados en los centros de estas galaxias. Por tanto, las galaxias activas exhiben una amplia gama de fenómenos que incluyen emisión intensa en el espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos gamma, a menudo acompañados de jets relativistas y fuertes vientos galácticos. La clasificación de las galaxias activas abarca varios tipos, incluyendo: Radio galaxias. Muestran emisión significativa en el espectro de radio, a menudo asociadas con enormes jets y lóbulos de emisión de radio que se extienden bien más allá del cuerpo de la galaxia. Seyfert galaxies. Presentan núcleos muy brillantes y generalmente espectros con fuertes líneas de emisión, indicativas de gas a alta velocidad y alta temperatura en las regiones centrales. Blazares. Se observa que uno de los jets relativistas está orientado casi directamente hacia la Tierra, resultando en emisión intensificada y a menudo variable debido a efectos relativistas. Por otro lado, los cuásares son los objetos más brillantes y distantes en el universo conocido, con luminosidades que pueden alcanzar hasta 10^41 watts, lo que los hace visibles a través de grandes extensiones del universo observable. En este sentido, las características distintivas de los cuásares incluyen: Emisión continua. Emiten a lo largo de todo el espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos gamma, con un espectro continuo que muestra una fuerte emisión ultravioleta e infrarroja. Líneas de emisión anchas. Los espectros de cuásares frecuentemente muestran líneas de emisión muy anchas, lo que indica velocidades de gas en el entorno del agujero negro de miles de kilómetros por segundo. Variabilidad. Pueden mostrar cambios significativos en su brillo en escalas de tiempo que van desde días hasta años, lo que refleja los procesos dinámicos en las regiones centrales muy compactas. El mecanismo predominante detrás de la actividad en AGN y cuásares es la acreción de materia hacia un agujero negro supermasivo. La materia que cae hacia el agujero negro forma un disco de acreción extremadamente caliente, que emite intensamente en el espectro electromagnético. Los campos magnéticos en el disco pueden canalizar parte de esta materia hacia jets relativistas. Además, las interacciones entre el disco de acreción, el agujero negro y la materia circundante pueden generar vientos galácticos y afectar el medio interestelar de la galaxia anfitriona. En este sentido, las galaxias activas y los cuásares son laboratorios naturales para estudiar la física de los agujeros negros supermasivos, los procesos de acreción de alta energía y la interacción entre los AGN y su entorno galáctico. Su estudio contribuye a la comprensión de la formación y evolución de las galaxias, la retroalimentación AGN y la cosmología, incluyendo la medición de distancias cosmológicas y el estudio de la evolución del universo. 4.9. CÚMULOS DE GALAXIAS Página 16 de 19 Los cúmulos de galaxias representan las estructuras más masivas del universo unidas gravitacionalmente, conteniendo desde cientos hasta miles de galaxias individuales, distribuidas en regiones que pueden abarcar desde unos pocos hasta más de 10 millones de años luz de diámetro. Dichas entidades son fundamentales para la cosmología y la astrofísica extragaláctica, ya que su estudio proporciona información crucial sobre la formación y evolución de las estructuras a gran escala, la naturaleza de la materia oscura y las propiedades del universo en escalas cosmológicas. Así, los componentes de los cúmulos de galaxias son los siguientes: Galaxias. Varían en tipo, desde espirales ricas en gas hasta elípticas y lenticulares ricas en estrellas viejas. La distribución de tipos de galaxias dentro de los cúmulos, a menudo, refleja la historia de evolución dinámica del cúmulo, con galaxias elípticas y lenticulares predominando en los centros de los cúmulos, donde las interacciones y fusiones son más comunes. Gas intracluster (ICG). Contienen grandes cantidades de gas caliente ionizado, que emite radiación de rayos X debido a su alta temperatura (10^7 - 10^8 K). Este gas constituye la mayor parte de la materia bariónica en los cúmulos y es una herramienta valiosa para estudiar la estructura y la dinámica del cúmulo. Materia oscura. Indican que la masa total de los cúmulos de galaxias está dominada por materia oscura, que constituye aproximadamente el 85 % de la masa total del cúmulo. La presencia y distribución de la materia oscura se infieren a través de su influencia gravitacional en las galaxias del cúmulo y en el ICG, así como a través de efectos de lente gravitacional. Por otro lado, los cúmulos de galaxias se forman y crecen a través de la fusión de grupos más pequeños de galaxias y la acumulación de galaxias individuales, en un proceso que está influenciado por la distribución a gran escala de materia oscura en el universo. La dinámica compleja de los cúmulos involucra interacciones gravitacionales entre las galaxias, así como entre las galaxias y el ICG, lo que puede conducir a fenómenos como el arrastre de gas de las galaxias (ram pressure stripping) y la formación de colas de marea. Asimismo, los cúmulos de galaxias son sondas cosmológicas esenciales, ya que su masa, distribución y evolución están estrechamente vinculadas a los parámetros fundamentales del universo, como la densidad de materia oscura, la constante de Hubble y la ecuación de estado de la energía oscura. En esta misma línea, el estudio de los cúmulos de galaxias proporciona información valiosa sobre: Estructura a gran escala del universo. La distribución y la evolución de los cúmulos reflejan las condiciones iniciales del universo y los procesos de formación de estructuras a gran escala. Materia oscura. Los cúmulos son laboratorios naturales para estudiar las propiedades de la materia oscura, debido a su influencia dominante en la dinámica y la masa total del cúmulo. Cosmología. La abundancia y evolución de los cúmulos de galaxias con el tiempo cosmológico proporcionan restricciones sobre los modelos cosmológicos y la naturaleza de la energía oscura. RESUMEN Página 17 de 19  La astrofísica extragaláctica es una rama de la astrofísica que se ocupa del estudio de objetos y fenómenos más allá de la Vía Láctea. Este campo abarca la investigación de galaxias individuales, su formación, evolución, propiedades y la interacción entre ellas; así como la estructura a gran escala del universo, incluyendo cúmulos de galaxias, supercúmulos y el entramado cósmico que compone el tejido del universo. La clasificación morfológica en astrofísica, particularmente en el estudio de las galaxias, es un esquema sistemático utilizado para categorizar las galaxias según su forma, estructura y características visuales. En la astrofísica extragaláctica, las masas, los tamaños y las distancias son conceptos fundamentales que permiten a los científicos describir, analizar y comprender las propiedades y la evolución de los objetos más allá de la Vía Láctea. Dichas medidas son cruciales para estudiar la estructura y la dinámica del universo a gran escala, incluyendo galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos y el tejido cósmico general que compone el cosmos. La distribución espacial en astrofísica extragaláctica se refiere a la disposición y organización de las galaxias y otras estructuras cósmicas en el universo a gran escala. Este campo de estudio abarca la comprensión de cómo y por qué las galaxias se agrupan, se distribuyen y se mueven en el vasto entorno cósmico. Las propiedades fotométricas en astrofísica se refieren a la medida y análisis de la luz (o radiación electromagnética) emitida, reflejada o transmitida por objetos astronómicos. La clasificación de las poblaciones estelares es fundamental para entender la estructura y evolución de las galaxias. Este concepto fue desarrollado en la década de 1940 por Walter Baade. El componente difuso de gas y polvo en las galaxias es una parte integral de la estructura y dinámica galáctica, desempeñando un papel crucial en los procesos de formación estelar, evolución química y regulación térmica del medio interestelar. Este componente está compuesto principalmente por hidrógeno atómico, gas ionizado y gas molecular. Las galaxias activas y los cuásares representan una clase de objetos astronómicos caracterizados por una emisión excepcionalmente energética que no se puede atribuir exclusivamente a las estrellas, el gas o el polvo que comúnmente constituyen las galaxias. Los cúmulos de galaxias representan las estructuras más masivas del universo unidas gravitacionalmente, conteniendo desde cientos hasta miles de galaxias individuales, distribuidas en regiones que pueden abarcar desde unos pocos hasta más de 10 millones de años luz de diámetro. AUTOEVALUACIÓN Contesta las siguientes preguntas y practica las bases teóricas de este capítulo. No olvides leerlas detenidamente, teniendo en cuenta que solo hay una opción correcta. 1. El/la __________ es una estructura plana y rotativa que contiene la mayor parte del gas, polvo y estrellas jóvenes en las galaxias espirales y lenticulares. a. Disco galáctico. b. Bulbo galáctico. c. Barra central. d. Brazos espirales. 2. ¿Qué porcentaje constituye la materia oscura de la masa total del universo? a. 25 %. b. 45 %. c. 65 %. d. 85 %. 3. ¿Qué método de distancia en la astrofísica se basa en el cambio aparente de la posición de un objeto debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol? a. Candelas estándar. b. Relación Tully-Fisher. c. Paralaje. d. Ley de Hubble. 4. Los ___________ son las estructuras gravitacionalmente unidas más grandes y masivas del universo, conteniendo desde cientos hasta miles de galaxias individuales, extendiéndose por regiones de hasta unos 30 millones de años luz. a. Grupos de galaxias. b. Cúmulos de galaxias. c. Supercúmulos. d. Red cósmica. 5. ¿Qué perfil puede describir tanto galaxias elípticas como el bulbo de las galaxias espirales, Página 18 de 19  ajustándose a una amplia variedad de perfiles de brillo? a. Perfil exponencial del disco. b. Perfiles de brillo en nebulosas y cúmulos estelares. c. Perfil de De Vaucouleurs. d. Perfil de Sérsic. 6. El gas ionizado en el componente difuso del medio interestelar (ISM) de las galaxias representa la fase más fría y densa del ISM y es fundamental para la comprensión de los procesos de formación estelar. a. Verdadero. b. Falso. SOLUCIONARIO 1. El/la __________ es una estructura plana y rotativa que contiene la mayor parte del gas, polvo y estrellas jóvenes en las galaxias espirales y lenticulares. a. Disco galáctico. 2. ¿Qué porcentaje constituye la materia oscura de la masa total del universo? d. 85 %. 3. ¿Qué método de distancia en la astrofísica se basa en el cambio aparente de la posición de un objeto debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol? c. Paralaje. 4. Los ___________ son las estructuras gravitacionalmente unidas más grandes y masivas del universo, conteniendo desde cientos hasta miles de galaxias individuales, extendiéndose por regiones de hasta unos 30 millones de años luz. b. Cúmulos de galaxias. 5. ¿Qué perfil puede describir tanto galaxias elípticas como el bulbo de las galaxias espirales, ajustándose a una amplia variedad de perfiles de brillo? d. Perfil de Sérsic. 6. El gas ionizado en el componente difuso del medio interestelar (ISM) de las galaxias representa la fase más fría y densa del ISM y es fundamental para la comprensión de los procesos de formación estelar. b. Falso. Página 19 de 19 Powered by TCPDF (www.tcpdf.org)