Galaxias y su forma

Teoría. Esta guía explica qué es una galaxia y cómo se clasifican por su aspecto. No damos nada por sabido: empezamos desde la idea misma de "galaxia" y llegamos hasta el diapasón de Hubble, pasando por cómo se miden las formas, qué hay detrás de ellas (gas, estrellas, materia oscura) y cómo se forman y transforman las galaxias a lo largo de miles de millones de años.

1. ¿Qué es una galaxia?

Sal una noche despejada, lejos de las luces de la ciudad, y mira hacia arriba. Cada punto de luz que ves es una estrella: una enorme bola de gas que brilla porque en su interior se fusionan átomos y se libera energía. El Sol es una de esas estrellas; lo vemos grande y brillante simplemente porque está muchísimo más cerca que las demás.

Pero el Sol no flota solo en el vacío. Forma parte de un sistema descomunal de cientos de miles de millones de estrellas que se mantienen unidas por la gravedad. Ese sistema contiene además:

• Gas (sobre todo hidrógeno y helio), la materia prima con la que nacen nuevas estrellas.
• Polvo (granitos microscópicos de carbono, silicatos y hielos) que oscurece y enrojece la luz.
• Una componente invisible y misteriosa llamada materia oscura, que no emite luz pero cuya gravedad domina el conjunto (volveremos a ella en la sección avanzada).

A todo ese conjunto —estrellas, gas, polvo y materia oscura ligados por la gravedad— lo llamamos galaxia. La nuestra tiene nombre propio: la Vía Láctea. Esa banda lechosa y difusa que cruza el cielo en las noches muy oscuras es, precisamente, el disco de nuestra propia galaxia visto desde dentro.

Una cuestión de escala

Las distancias en astronomía son tan grandes que los kilómetros se quedan cortos. Por eso usamos el año‑luz: la distancia que recorre la luz en un año. La luz viaja a casi 300 000 km por segundo, así que un año‑luz equivale a casi 10 billones de kilómetros (un 1 seguido de 13 ceros). Para que te hagas una idea: la luz del Sol tarda 8 minutos en llegarnos, pero la de la estrella más cercana (después del Sol) tarda más de 4 años.

Con esa unidad en la mano, estos son los órdenes de magnitud que conviene memorizar:

• Una galaxia típica mide decenas de miles de años‑luz de diámetro. La Vía Láctea ronda los 100 000 años‑luz.
• Una galaxia contiene de mil millones a billones de estrellas.
• Hay cientos de miles de millones de galaxias en el universo observable.

Analogía. Si encogiéramos el Sol hasta el tamaño de un grano de arena, la estrella más cercana sería otro grano de arena a varios kilómetros de distancia, y la Vía Láctea entera sería un conjunto de granos de arena repartidos por una región del tamaño de un continente. Las galaxias están casi vacías: son sobre todo espacio entre estrellas.

Por qué nos importa la forma

Las galaxias no son todas iguales. Unas son bolas suaves de estrellas viejas; otras lucen elegantes brazos en espiral; otras son caóticas y deformes. Esa variedad de formas no es casual ni decorativa: la forma está ligada a la historia y a la física de cada galaxia. Es decir, la forma nos cuenta:

• Qué edad tienen sus estrellas (¿jóvenes y azules, o viejas y rojas?).
• Cuánto gas le queda (la materia prima para fabricar estrellas nuevas).
• Si está formando estrellas ahora mismo o ya dejó de hacerlo hace eones.

Por eso, clasificar las galaxias por su forma es el primer gran paso para entenderlas. Un astrónomo que ve una forma ya está, sin medir nada más, haciendo predicciones sobre el color, la composición y la actividad de esa galaxia. Eso es lo que hace tan potente el esquema que veremos a continuación.

2. El diapasón de Hubble

En 1926, el astrónomo Edwin Hubble —el mismo que poco después demostraría que el universo se expande— propuso ordenar las galaxias según su aspecto. Dibujó un esquema con forma de diapasón: ese instrumento metálico en forma de Y que los músicos golpean para afinar. La idea era sencilla pero revolucionaria: en lugar de tratar cada galaxia como un caso único, agruparlas en unas pocas familias según su forma.

A esto se le llama clasificación morfológica (de morfología, el estudio de las formas). Lo asombroso, y lo que ha hecho que este esquema sobreviva un siglo, es que la forma correlaciona sorprendentemente bien con las propiedades físicas: dos galaxias que se parecen suelen tener estrellas de edad parecida, cantidades de gas parecidas y ritmos de formación estelar parecidos.

El diapasón tiene tres partes:

• El mango de la Y, a la izquierda, donde se alinean las elípticas (de E0 a E7) y, en su extremo, las lenticulares (S0).
• La rama superior de la Y: las espirales normales (Sa, Sb, Sc).
• La rama inferior de la Y: las espirales barradas (SBa, SBb, SBc).
• Y, fuera del diapasón clásico, las irregulares (Irr), que no encajan en ninguna rama.

Esta tabla resume las cinco grandes familias y sus rasgos físicos:

Veamos cada familia con calma.

2.1. Las elípticas (E)

Son bolas o elipsoides de estrellas, sin disco ni brazos: imagina un balón de rugby (o de fútbol) hecho de estrellas, sin estructura interna visible. Su luz es suave y se desvanece de forma gradual desde el centro hacia los bordes, sin grumos ni líneas brillantes.

El número que acompaña a la E indica lo achatadas que se ven en el cielo. Se calcula con esta fórmula:

En  con  n = 10 · (1 − b/a)

donde a es el eje mayor (el diámetro más largo que ves) y b el eje menor (el más corto). Si la galaxia se ve perfectamente redonda, entonces a = b, el cociente b/a = 1, y n = 0: tenemos una E0. Cuanto más alargada (más "puro" parezca el balón de rugby), mayor es n. Una E7 es muy alargada.

Ejemplo numérico. Si una elíptica mide 10 unidades de largo (a = 10) y 6 de ancho (b = 6), entonces b/a = 0,6, y n = 10 · (1 − 0,6) = 4. Es una E4.

Curiosidad importante: no existen E8 ni E9. Esto no es un capricho de notación: a partir de cierto achatamiento, un esferoide de estrellas sin disco sería dinámicamente inestable (las estrellas no podrían sostener esa forma tan aplanada solo con sus órbitas desordenadas). Por eso E7 es el límite empírico que se observa en el cielo.

Nota importante a tener en cuenta. El número de una elíptica describe cómo la vemos proyectada en el cielo, no necesariamente su forma real en 3D. Una elíptica bastante achatada vista justo "de frente" puede parecer casi redonda (E0). La clasificación es honesta sobre la apariencia, pero la forma tridimensional real solo se puede inferir con modelos y estadística sobre muchas galaxias.

2.2. Las lenticulares (S0)

Las lenticulares son el eslabón intermedio entre elípticas y espirales, y se sitúan justo en la unión de la Y del diapasón. Tienen un disco aplanado (como las espirales) y un bulbo central, pero no muestran brazos espirales visibles y les queda poco gas. Su nombre viene de lente, por su perfil aplanado visto de canto.

Nota importante a tener en cuenta. Hay un malentendido muy extendido: pensar que las S0 son "lo que viene después de la E7", como si el diapasón fuera una escalera continua. No lo son. Las S0 son una clase distinta, definida por tener un disco que las elípticas no tienen. Comparten con las elípticas el color rojizo y la falta de actividad, pero estructuralmente se parecen más a una espiral a la que se le hubieran borrado los brazos.

2.3. Las espirales (S) y barradas (SB)

Son las galaxias más fotogénicas y, probablemente, las que tienes en mente cuando piensas en "galaxia". Constan de:

• Un bulbo central, una concentración densa y redondeada de estrellas en su mayoría viejas.
• Un disco plano y giratorio que rodea al bulbo.
• Brazos en espiral dibujados sobre el disco, donde nacen estrellas nuevas. Como las estrellas jóvenes y masivas son azules y muy brillantes, los brazos destacan con un color azulado y salpicados de regiones brillantes (nubes de gas iluminadas donde se están formando soles).

Dentro de las espirales hay una secuencia de la a a la c que captura una tendencia clara:

Es decir, de Sa a Sc el bulbo se hace más pequeño y los brazos se abren y se vuelven más irregulares y ricos en formación estelar.

¿Y la barra? En muchas espirales, en lugar de que los brazos arranquen directamente del bulbo, surgen de los extremos de una estructura recta y alargada que cruza el centro: una barra. Cuando una galaxia tiene barra, su tipo lleva una B: SBa, SBb, SBc. Por lo demás, la secuencia funciona igual que en las espirales normales.

Dato cercano. La Vía Láctea es una espiral barrada. Vivimos dentro de uno de sus brazos, a unos 26 000 años‑luz del centro. Por eso no podemos "vernos desde fuera": deducimos su forma a partir de la distribución del gas, las estrellas y el polvo que observamos desde nuestra posición.

2.4. Las irregulares (Irr)

Como su nombre indica, no tienen una forma definida: ni esferoide limpio, ni disco con brazos ordenados. Son caóticas, ricas en gas y con mucha formación estelar (de ahí su color azulado y su brillo desigual). Suelen ser pequeñas, o bien estar deformadas por la interacción gravitatoria con otra galaxia vecina. Dos vecinas famosas de la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes, son galaxias irregulares (con cierta estructura barrada) visibles a simple vista desde el hemisferio sur.

⚠️ Un aviso importante. El diapasón ordena por forma, no por tiempo. Hubble llamó a las elípticas "tipo temprano" (early type) y a las espirales "tipo tardío" (late type), y esa terminología —que aún se usa— hizo creer durante décadas que las galaxias evolucionaban de unas a otras, recorriendo el diapasón de izquierda a derecha como en una línea temporal. No es así. Una espiral no se convierte en elíptica simplemente por envejecer. (Eso sí: como veremos, las fusiones entre galaxias sí pueden transformar la forma de manera drástica.)

3. ¿Por qué la forma predice la física?

Llegamos al corazón de por qué el diapasón es tan útil. La clave está en dos ingredientes: el disco y el gas frío.

• Una galaxia con mucho gas frío y un disco dispone de la materia prima y del "lugar de trabajo" para fabricar estrellas nuevas. El gas frío se condensa, colapsa y enciende estrellas. Las más masivas son azules, brillantes y de vida corta, así que su sola presencia delata que la formación estelar es reciente. El resultado: brazos espirales, color azul y, en el espectro de la luz, unas características líneas de emisión que produce el gas iluminado.
• Una galaxia que ya ha gastado su gas no puede formar más estrellas. Las azules masivas, al ser de vida corta, ya murieron; solo quedan las estrellas viejas, pequeñas y rojas, que viven miles de millones de años. El resultado: un aspecto liso y rojizo, típico de elípticas y S0, sin brazos ni regiones brillantes.

Por eso, cuando clasificas una galaxia por su forma, estás en realidad prediciendo su color, la edad de sus estrellas y su nivel de actividad. La morfología es como leer la cara de una galaxia para adivinar su historia.

Idea para recordar. Azul ⇒ joven y activa ⇒ probablemente espiral/irregular. Roja ⇒ vieja y tranquila ⇒ probablemente elíptica/S0. No es una ley infalible, pero acierta sorprendentemente a menudo. En otros documentos verás cómo medir color, edad y actividad a partir de la luz que nos llega.

4. (Avanzado) Cómo se mide la morfología de verdad

La descripción "a ojo" de Hubble fue genial para empezar, pero la astronomía moderna observa millones de galaxias y necesita métodos más reproducibles. Estos son los principales enfoques:

• Clasificación visual a gran escala. Cuando hay demasiadas galaxias para que un puñado de expertos las miren una a una, se recurre a la ciencia ciudadana. El proyecto Galaxy Zoo pidió a cientos de miles de voluntarios que clasificaran galaxias del cartografiado SDSS; al combinar muchos votos por galaxia se obtiene una clasificación robusta.
• Parámetros cuantitativos. En lugar de etiquetas, se miden números a partir de la imagen, como:

- Índice de Sérsic (n), que describe cómo decae el brillo desde el centro. Un perfil con n ≈ 1 es típico de discos (espirales); uno con n ≈ 4 (el llamado perfil de De Vaucouleurs) es típico de elípticas y bulbos. - Concentración, asimetría y "grumosidad" (en inglés, los parámetros C, A, S): cuantifican si la luz está muy concentrada en el centro, si la galaxia es simétrica y si tiene grumos brillantes.

• Color y espectro. Como vimos, el color global (azul/rojo) y las líneas del espectro permiten separar galaxias activas de pasivas casi sin mirar la forma.
• Aprendizaje automático. Hoy se entrenan redes neuronales con millones de imágenes ya clasificadas para que asignen tipos morfológicos de forma automática, indispensable para los grandes cartografiados actuales y futuros.

Nota importante a tener en cuenta. Ninguna medida es perfecta. La morfología depende de la resolución del telescopio, de la distancia (las galaxias lejanas se ven más pequeñas y borrosas) y del ángulo con que las miramos. Una espiral vista de canto puede confundirse con algo más simple, y el polvo puede ocultar estructura. Por eso se combinan varios métodos en lugar de fiarse de uno solo.

5. (Avanzado) Qué sostiene una galaxia: materia oscura y curvas de rotación

Aquí entra uno de los grandes misterios de la física. Si medimos a qué velocidad giran las estrellas y el gas en el disco de una espiral, encontramos algo que no cuadra con la materia que vemos.

En el Sistema Solar, los planetas lejanos giran más despacio que los cercanos, porque casi toda la masa está concentrada en el Sol (esto es física newtoniana de toda la vida). Esperaríamos lo mismo en una galaxia: las estrellas del borde, lejos del bulbo masivo, deberían girar lentamente. La velocidad esperada sigue, a grandes rasgos:

v(r) ≈ raíz cuadrada de (G · M(r) / r)

donde v(r) es la velocidad de rotación a una distancia r del centro, G la constante de la gravitación y M(r) la masa encerrada dentro de ese radio.

Pero al observar las curvas de rotación (la velocidad en función del radio), la realidad es distinta: en lugar de caer hacia fuera, la velocidad se mantiene plana (casi constante) hasta los confines del disco. Para que eso ocurra, M(r) debe seguir creciendo mucho más allá de donde hay estrellas visibles. Es decir, hay mucha más masa de la que vemos, repartida en un enorme halo invisible.

Esa masa que no emite luz es la materia oscura. No sabemos de qué está hecha, pero su gravedad es real y domina: en una galaxia típica, la materia oscura puede ser varias veces más masiva que toda la materia luminosa (estrellas + gas) junta. La materia oscura es, de hecho, el andamiaje gravitatorio que permitió que las galaxias se formaran.

En una frase. Las galaxias que vemos son la "punta del iceberg" luminosa dentro de halos gigantescos de materia oscura.

6. (Avanzado) De dónde salen las galaxias: formación jerárquica y fusiones

¿Cómo llegaron a existir las galaxias y a tener las formas que tienen? El modelo aceptado es la formación jerárquica, y va de lo pequeño a lo grande:

1. Poco después del Big Bang, el universo era casi uniforme, con ligerísimas fluctuaciones de densidad.
2. La gravedad amplificó esas semillas. La materia oscura colapsó primero formando halos.
3. Dentro de esos halos, el gas se enfrió, cayó al centro y encendió las primeras estrellas, formando pequeñas galaxias.
4. Esas galaxias pequeñas chocaron y se fusionaron una y otra vez, construyendo galaxias cada vez más grandes. De ahí el nombre "jerárquica": las grandes se hacen ensamblando las pequeñas.

Las fusiones son la pieza que explica buena parte de la diversidad morfológica:

• Cuando dos espirales ricas en gas chocan de frente, sus discos ordenados se destruyen. Las estrellas acaban con órbitas desordenadas y el resultado puede ser una elíptica. (Este es el caso real en que una forma se transforma en otra, el que mencionábamos en el aviso de la sección 2.)
• Un choque lateral o suave puede desencadenar brotes de formación estelar y dibujar colas de marea, esos puentes de estrellas y gas estirados por la gravedad que vemos en muchas galaxias en interacción.
• A veces una galaxia grande simplemente engulle a satélites pequeños sin alterar mucho su forma; es el canibalismo galáctico.

Dato cercano. La Vía Láctea y su gran vecina, la galaxia de Andrómeda, se acercan a unos 110 km/s y se fusionarán dentro de unos 4 000–5 000 millones de años. El resultado probable será una gran galaxia elíptica. No te preocupes: la fusión casi no afectará a las estrellas individuales, porque, como vimos, las galaxias están casi vacías.

7. (Avanzado) Las galaxias no están solas: grupos, cúmulos y supercúmulos

Igual que las estrellas se agrupan en galaxias, las galaxias se agrupan en estructuras cada vez mayores:

• Grupos de galaxias: unas pocas a varias decenas de galaxias ligadas por la gravedad.
• Cúmulos de galaxias: de cientos a miles de galaxias en una misma región, inmersas en un halo común de materia oscura y en una atmósfera de gas caliente que emite rayos X.
• Supercúmulos: agrupaciones de muchos grupos y cúmulos, que forman filamentos y paredes separados por enormes vacíos. A esta arquitectura a gran escala se la llama la red cósmica, y se parece a una telaraña tridimensional.

El entorno importa para la forma: en el corazón denso de los cúmulos abundan las elípticas y las S0, mientras que las espirales ricas en gas predominan en las regiones menos concurridas. La razón es que en los cúmulos las galaxias pierden su gas (lo barre el gas caliente intracumular y se lo roban las interacciones), así que dejan de formar estrellas y "envejecen" hacia tipos lisos y rojos.

Nuestro barrio cósmico: el Grupo Local

La Vía Láctea pertenece al Grupo Local, un grupo de más de 50 galaxias repartidas por unos pocos millones de años‑luz. Sus dos miembros dominantes son dos grandes espirales: la Vía Láctea y Andrómeda (M31). El resto son sobre todo galaxias enanas e irregulares, como las ya mencionadas Nubes de Magallanes, satélites de la Vía Láctea. El Grupo Local, a su vez, forma parte del Supercúmulo de Virgo y de la estructura aún mayor conocida como Laniakea.

Zoom de escalas, de lo pequeño a lo grande. Estrella → Sistema planetario → Galaxia → Grupo → Cúmulo → Supercúmulo → Red cósmica → Universo observable. La forma de una galaxia es solo el primer peldaño de una escalera de estructuras anidadas.

8. Resumen

• Una galaxia es un sistema de estrellas, gas, polvo y materia oscura ligado por la gravedad; la nuestra es la Vía Láctea.
• Hubble (1926) ordenó las galaxias por su forma en el diapasón: elípticas (E0–E7), lenticulares (S0), espirales (Sa–Sc) y barradas (SBa–SBc), más las irregulares (Irr).
• La forma predice la física: discos + gas frío ⇒ formación estelar, brazos, color azul; sin gas ⇒ estrellas viejas y rojas, aspecto liso.
• El diapasón ordena por forma, no por tiempo: las galaxias no recorren la secuencia al envejecer, aunque las fusiones sí transforman unas formas en otras.
• Detrás de todo: materia oscura (curvas de rotación planas), formación jerárquica, fusiones y el entorno (grupos, cúmulos, red cósmica) esculpen lo que vemos.

Para saber más

• Galaxia — artículo general en Wikipedia en español: https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia
• Secuencia de Hubble (el diapasón y la clasificación morfológica): https://es.wikipedia.org/wiki/Secuenciade_Hubble
• Materia oscura y las curvas de rotación galácticas: https://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura
• Grupo Local y nuestro vecindario galáctico: https://es.wikipedia.org/wiki/Grupo_Local
• NASA – Universe / Galaxies (recursos divulgativos institucionales): https://science.nasa.gov
• ESA – European Space Agency (misiones y galaxias, p. ej. Euclid): https://www.esa.int
• SDSS – Sloan Digital Sky Survey (gran cartografiado del cielo y datos de galaxias): https://www.sdss.org
• Libros clásicos (sin URL): Carroll & Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics; James Binney & Michael Merrifield, Galactic Astronomy.

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