“Morfología y fotometría en galaxias provenientes del telescopio espacial Hubble y del SDSS” 

 Resumen En este trabajo de investigación se aborda el tema de la evolución del Universo, a partir de comprobar y reproducir dos de los resultados fundamentales del astrónomo Edwin Hubble. El primer resultado es la clasificación morfológica de una serie de galaxias, para poder emular el Diagrama de Hubble. Se utilizan imágenes de telescopios como el SDSS (Sloan Digital Sky Survey) y el observatorio virtual Aladín.

El segundo resultado de este trabajo es la reproducción del camino que siguió Hubble para determinar el resultado que actualmente es conocido como la ley de Hubble. Se utilizó la misma serie de galaxias que fueron clasificadas indicado arriba, pero en este caso fue fundamental el uso de la base de datos del telescopio SDSS, con la que se obtienen datos muy específicos de la galaxia y con ellos, el valor del parámetro de Hubble, infiriendo de esto la expansión del universo. Objetivo En este trabajo primero se explorará la morfología de las galaxias y se familiarizará con la clasificación de galaxias, para reproducir con un conjunto de galaxias el Diagrama de Hubble, esta clasificación está basada con la apariencia de las galaxias. En segundo lugar, se comprobará la Ley de Hubble y a partir de esta ley se determinará la expansión del Universo. Problema que se abordó. Clasificación de Galaxias Derivación de la Ley de Hubble para comprobar la expansión del Universo. Hipótesis Las galaxias se pueden clasificar de diversas formas, una de ellas está íntimamente relacionada con la forma que tienen. Se puede reproducir al seleccionar un conjunto de galaxias un Diagrama de Hubble. Las Galaxias mientras más alejadas de nosotros pareciera que tienen una velocidad mayor. ¿Son las galaxias que se alejan o es el Universo el que se expande?

Marco Teórico “Las galaxias son las piezas fundamentales para trazar la distribución de materia del Universo a gran escala.” [Ávila-Reese, 2011]. Cuando las observamos, a detalle, presentan una gran variedad de formas, desde las más sencillas, que parecen un balón de fútbol americano hasta unas sin forma. Entender que dichas formas son el resultado de su formación y evolución y entender que el universo se expande son algunos de los resultados descubrimientos más importantes de la física del siglo XX. Y es que, antes de esto, se pensaba, que el Universo era algo inmutable y estable en donde ocurrían eventos astronómicos que ya se conocían en esta época. Sin embargo, entre 1910 y 1920, varios físicos y astrónomos hicieron diversos descubrimientos que desafiaban esta concepción. Dichos descubrimientos, fueron explicados por el astrónomo Edwin Hubble en el año de 1929, con la teoría del universo en expansión. En este proyecto, se repetirán los diversos pasos que Hubble hizo, y utilizando galaxias que se encuentran más lejanas, tan lejanas que en épocas de Hubble no se pensaba que se pudieran observar, y hoy, están a la disposición de científicos, estudiantes de bachillerato y cualquiera que cuente con una conexión a internet. - Galaxias y su clasificación

Son un conjunto correlacionado entre decenas de miles y cientos de miles de estrellas, planetas, agrupaciones de gases o polvo, estas últimas compuestas de hidrógeno molecular o atómico, nitrógeno, carbono, silicio, principalmente, todo esto ligado por fuerzas gravitacionales, las cuales causan que los elementos orbiten alrededor de un centro común. En el medio interestelar de la galaxia también se encuentran rayos cósmicos, materia oscura y campos magnéticos. Las galaxias tienen velocidades impresionantes en sus movimientos de rotación y traslación, rotando solamente nuestro sol a 800 mil kilómetros por hora; aun con esta velocidad, la Vía Láctea tarda alrededor 220 millones de años en dar una vuelta. Los cuásares son galaxias de las que emanan cantidades descomunales de energía emergente no de las estrellas que la componen, si no de su centro, que no es más grande que un sistema solar promedio, pero emite a veces hasta 100 veces más radiación luminosa que una galaxia completa. Se cree que en su centro hay agujeros negros súper-masivos que generan la energía que irradia tan fuerte.

Figura 1. Quasar. Científicos piensan que alrededor de las galaxias hay un halo o cobertura de materia

invisible que las mantiene juntas, ya que aun con las velocidades en las que giran y la fuerza gravitatoria que ejerce toda la masa de la que está compuesta, investigadores encontraron que no es suficiente para mantener en órbita tantos componentes. Se cree que la materia oscura es la que mantiene ligadas a las galaxias internamente.

Las estrellas se forman gracias a la condensación de gases fríos en las llamadas “nubes moleculares inmensas”, que se encuentran regularmente en los brazos de la galaxia; cuando una estrella muere a veces libera gas suficiente para generar nuevas estrellas igualmente. Gracias a esto, se puede imaginar a las galaxias como un sistema cíclico para el nacimiento y el fin de una o varias estrellas. Las proyecciones luminosas de galaxias ajenas a la nuestra tienden a ser bloqueadas o desviadas por polvo cósmico, lo cual sumado a las distancias genera una visión poco fiable de su luz, aun así, las proyecciones se clasifican en dos tipos: la primera es la combinación de todas las emisiones de estrellas esparcidas a lo largo de la galaxia, siendo difusa la luz que vemos; y la segunda es fluorescente, la cual es emitida por gases ionizados por estrellas calientes cercanas. En donde se encuentran estos gases conglomerados es donde tienden a nacer estrellas jóvenes, y por el movimiento del gas se define la órbita de la estrella. Dado que rara vez las estrellas interactúan de cualquier forma entre sí la órbita no cambia, haciendo el estudio de su origen y el origen de la galaxia factible, al menos que la galaxia haya colisionado con otra en algún momento.

Hay diferentes formas que pueden adoptar las galaxias gracias a su historia evolutiva, siendo tres clases principales en el diagrama de diapasón de Hubble, del cual antes se creía ilustraba la evolución de una galaxia. Hubble clasificó las galaxias como:

● Elípticas: de aspecto redondo gracias al esparcimiento de estrellas, no en disco, si no alrededor del núcleo en todas direcciones, y todas tendrán casi el mismo brillo, regularmente rojo. Alrededor de un 75% de todas las galaxias de este tipo se encuentran en cúmulos. En el diagrama de diapasón se les atribuye la letra E con un número n del 0 al 7, donde E0 es más redonda y E7 es más alargada, siendo E5 el doble del largo con respecto al ancho (clasificación aparente de elipticidad). Las galaxias más grandes son las elípticas gigantes, y llegan a alcanzar un tamaño de 2 millones de años luz, siendo estas el corazón del cúmulo de galaxias elípticas.

Figura 2. Galaxia elíptica.

● Espirales: a diferencia de las elípticas, estas tiene discos delgados de estrellas que se envuelven alrededor de los bulbos brillantes en su centro, llamados núcleos. Se cree que estos discos se formaron por ondas de densidad, las cuales no acarrean materia, pero si alteran lo que esté a su paso, como las nubes de gas interestelar, que las presionan formando estrellas nuevas. Al igual que en las elípticas, en los núcleos se encuentran estrellas rojas, al igual que entre los brazos, y en los discos se encuentran estrellas azules y blancas. En el diagrama de diapasón, se encuentran estas galaxias como S o SB si son barradas, y después se les designan las letras a, b, y c, dependiendo del tamaño del núcleo, y como los discos se desarrollen. Las galaxias espirales barradas, o SB, se llaman así porque la distribución de las estrellas en su centro parece más a la forma de una barra que de una forma más esférica.

Figura 3. Galaxia espiral.

● Galaxias lenticulares: clasificadas como S0 se encuentran en una clasificación intermedia, ya que tienen discos alrededor de ellas, pero no hay división entre estos. La Vía Láctea es un ejemplo.

Figura 4. Galaxia lenticular.

● Irregulares: en estas entran todas las galaxias que no tengan planetas, nebulosas, gases, estrellas, etc, esparcidas aleatoriamente en el espacio que abarca. Son las más pequeñas y tienden a tener poco más de un millón de estrellas, y pueden terminar conformándose varias en una galaxia mayor. Hubble reconoció dos tipos de galaxias irregulares, Irr I, las

cuales son de cierta forma más allá de las Sc, ya que no se le encuentra forma espiral, son de estrellas azules en casi su totalidad, y tienen muy poco, o carecen de núcleo, aparentemente. Las Irr 2 son raras, ya que tienen una naturaleza caótica.

Figura 5. Galaxia irregular.

Figura 6. Diagrama de diapasón de Hubble. Después le agregaría diferentes subclases y divisiones De Vaucouleurs, quien propone que entre las Sc y las Irr 1 haya intermedios, como a S0/a, Sap y Scd; también agrega las Sd y Sm, como formas tardías de las espirales; las S0 les agrega igualmente mayor división, ya sea por su capacidad de absorción por polvo en los discos, o por la importancia de su barra.

Otra clasificación que aporta al diagrama de diapasón de Hubble es el de van den Bergh, la cual agrega a las galaxias espirales sub-clasificaciones por luminosidad. Presenta luminosidad clase I para supergigantes, clase II para gigantes brillantes, clase III para gigantes, clase IV para subgigantes, y por último, clase V para enanas.

La clasificación es la de Yerkes o Morgan, basada en la luminosidad de las galaxias, siguiendo la secuencia a-f-g-k, donde a tiene una leve concentración de luz, y que tiene una concentración de luz mayor. Esta clasificación demuestra que las galaxias con mayor concentración de luz llevan más tiempo existiendo con respecto a las otras, las cuales tienden a ser de luz azul o blanca.

La importancia del estudio de las galaxias El estudio de las galaxias es relevante. Se fue abordando con diferentes enfoques y en función de las capacidades observacionales de la época. Pero el avance también dependió del grado de conocimiento que los astrónomos fueron adquiriendo sobre la formación y evolución estelar, la física del medio interestelar, la evolución química, la cosmología, etc. En lo que sigue de este artículo, presentaré los distintos estudios realizados y sus principales conclusiones haciendo una analogía con la biología para plantear finalmente cuáles son los retos de las siguientes décadas. Existe una variedad de estudios que refiere a las galaxias: taxonómicos, anatómicos, ecológicos, paleontológicos, filogénicos y genéticos. Las características específicas de cada materia se aplican a las galaxias para un mejor acercamiento, nosotros habitamos en una, eso es importante desde un principio. A menos de 90 años de su descubrimiento, el estudio de las galaxias abrió nuevos horizontes tanto en la astronomía como en la cosmología, la física de campos y partículas elementales, y otras ramas de la ciencia. Siendo las galaxias eslabones entre el Universo de la Gran Explosión y el mundo cósmico actual, a través de su estudio se logró esbozar un cuadro global de la historia del cosmos donde la materia y energías oscuras son ingredientes claves. TELESCOPIOS Hubble El telescopio espacial Hubble es un telescopio que orbita en circular alrededor de la tierra a 593 km sobre el nivel del mar. Su nombre es en honor del astrónomo Edwin Hubble. Es un proyecto de la NASA que fue puesto en marcha el 24 de abril de 1990 en la misión denominada STS-31, inaugurando, además, el programa de Grandes Observatorio. Este telescopio puede obtener imágenes de una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. El telescopio recorre una distancia de 5 millas por segundo. Obtiene energía desde unos paneles solares implantados en el telescopio. Sirve para obtener imágenes de galaxias. Hubble ha visto estrellas en nacimiento, muertes de estrellas y galaxias muy hermosas y lejanas, ha visto como estrellas se estrellan en júpiter.

Figura 7. Telescopio Hubble. Este telescopio es muchísimo superior a los que hay en la tierra, ya que la atmósfera funge como un filtro, afectando el paso de la totalidad de la luz, distorsionando las imagen, además de que lo meteorológico puede poner nubes y complicar la vista del telescopio. Por eso y muchísimos más problemas, es mejor el Hubble. NASA está construyendo un nuevo telescopio que llevará el nombre de James Webb Space Telescope y tal vez será puesto en órbita el próximo año. SDSS. El nombre de este telescopio es Sloan Digital Sky Survey. Este telescopio está situado en el Observatorio Apache Point de Nuevo Mexico. Su nombre ha sido tomado de la fundación Alfred P. Sloan y su objetivo es cartografiar el espacio en una vista tridimensional, obtener observaciones de más de 100 millones de objetos y el espectro de un millón de objetos astronómicos. Ha hecho mapas de una cuarta parte del cielo visible y ha permitido sacar a los científicos de las dudas que tenían acerca de cómo era nuestra galaxia, ya que con este avance se abrieron miles de puertas al conocimiento astronómico. Este telescopio es lo mejor de lo mejor.

Figura 8. Telescopio SDSS. El objetivo, como ya ha sido mencionado, es crear mapas de la galaxia, permitirnos explorar nuevos territorios y estudiar aquellos espacios negros en la enorme y majestuosa galaxia. Parte de la década anterior, el SDSS ha cambiado la ciencia de la cartografía, la neurociencia, la genética, aplicando el poder de las supercomputadoras para registrar y analizar datos de manera automática.

Cartografiar una cuarta parte del cielo visible en cinco colores diferentes. A partir de esto, un software o programa avanzado, calculará el brillo, tamaño de galaxias, estrellas y cuásares, que son objetos compactos pero muy brillantes, que gracias al estudio se piensa que son alimentados por grandes agujeros negros. SDSS ha estudiado aproximadamente 100,000 cuásares de la galaxia. Esto y él (SDSS) representa un gran avance a la física y a la astronomía. Ley de Hubble La ley de Hubble es una ley de la física que establece que el corrimiento al rojo de una galaxia es proporcional a la distancia a la que está.1 Se considera la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión del universo y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte de la Gran Explosión (Big Bang). Según esta ley, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la constante de Hubble. A partir de esta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces se confunde con la ley de Hubble. Tampoco hay que malinterpretar la relación velocidad-distancia. No consiste en qLa ley de Hubble es una ley de la física que establece que el corrimiento al rojo de una galaxia es proporcional a la distancia a la que está.1 Se considera la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión del universo y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte de la Gran Explosión (Big Bang). Según esta ley, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la constante de Hubble. A partir de esta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces se confunde con la ley de Hubble. Tampoco hay que malinterpretar la relación velocidad-distancia. No consiste en que cuanto más lejos esté una galaxia más rápido se aleja de nosotros. Según esto, al alejarse la galaxia ésta iría aumentando de velocidad pues está más lejos que antes. No es así. La relación velocidad-distancia, derivada de la ley de Hubble, dice que cuanto más lejos está ahora una galaxia más rápido se aleja ahora de nosotros. Aunque todas las galaxias fueran reduciendo paulatinamente su velocidad de alejamiento (actualmente parece que ocurre todo lo contrario) se seguiría cumpliendo que la velocidad de una galaxia lejana es mayor que la de una cercana, manteniendo siempre una proporcionalidad velocidad-distancia. La ley de Hubble dice que en cada momento de la historia del universo hay una proporcionalidad entre el corrimiento al rojo y distancia (consecuentemente también entre velocidad y distancia)

pero no dice, en sí misma, cómo evoluciona el universo. No dice si la expansión se acelera, se frena o si permanece constante. Los cálculos más recientes de la constante, utilizando los datos del satélite WMAP, empezaron en 2003, permitieron dar el valor de 71 ± 4(km/s)/Mpc para esta constante. En 2006 los nuevos datos aportados por este satélite dieron el valor de 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2. Según estos valores, el universo tiene una edad próxima a los 14.000 millones de años. En agosto de 2006, una medida menos precisa se obtuvo de manera independiente utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra orbital de la NASA: 77 ± 15%(km/s)/Mpc.2 1 Mpc (1 Megaparsec) = 3,26 millones de años luz. Aplicaciones del espectro electromagnético al estudio de la astronomía

En varios momentos de nuestras vidas hemos escuchado que la luz es una onda electromagnética, y que esta no es la única que existe, hay otros tipos de ondas que entran en esta clasificación; al preguntarnos qué diferencia tiene la luz de las otras y por qué sólo podemos percibir la luz llegamos a que la causante de toda estas variaciones es que cada una de ellas tiene diferente frecuencia y longitud de onda.

El espectro electromagnético es una escala que ordena estas ondas por su frecuencia y longitud de onda.

Figura 9. Espectro electromagnético.

El descubrimiento de ondas que se encuentran dentro de este nos ayuda a estudiar los cuerpos estelares.

Una de estas aplicaciones tiene que ver con la temperatura de las estrellas; el color de una estrella, conociendo que las estrellas emiten radiación como cuerpo negro y siguiendo la ecuación de Planck (que relaciona la frecuencia con la energía de la onda), siguiendo la ley de

Wien, sabemos que el máximo de la energía es inversamente proporcional a la onda; con lo mencionado anteriormente conocemos que las estrellas rojas son menos calientes que las que emiten luz azul.

Esto aplicaría a la parte visible del espectro electromagnético, las ondas electromagnéticas que no son percibidas por nosotros, también tienen aplicaciones muy útiles para el estudio de la astronomía.

Una de las primeras incursiones al estudio del Cosmos con ondas electromagnéticas invisibles, estuvo a manos de un físico llamado Karl Guthe Jansky, el fue contratado para investigar el origen de estática que interfería con las comunicaciones; para descubrir el problema, construyo una antena que solo recibía ondas electromagnéticas con longitud de onda de 15 m, más tarde se percató que no importaba la dirección en la que apuntaba la antena, la interferencia seguía ahí, llevándolo a concluir que la radiación captada provenía del centro de la galaxia, todo esto lo reportó, y aunque en su momento la comunidad científica no aceptó estas ideas, estos descubrimientos sentaron las bases de la radioastronomía. Esta rama nos ayuda al estudio de componentes muy fríos del Cosmos, como los procesos de formación de galaxias y estrellas que se ubican en lugares frías, así como al estudio de las nubes moleculares y el polvo cósmico.

Por otro lado, las ondas electromagnéticas con mucha energía, también nos brindan información relevante al estudio de la astronomía.

Poder estudiar el Cosmos con ondas de alta energía es difícil, esto se debe a que nuestra atmósfera no deja pasar la mayoría de estos rayos. Para esto, se han lanzado cohetes para detectar rayos provenientes de otros lugares del Cosmos, esto sorprendió a los astrónomos, ya que llegaban emisiones muy intensas de rayos X al cohete, sobrepasando los resultados estimados; a partir de esto, fue más recurrente mandar cohetes para captar estas emisiones. Estos estudios nos muestran un registro de más de 300 fuentes de rayos X, el origen de estos se podían clasificar en:

● Residuos de supernovas

● Sistemas solares binarios

● Galaxias activas

● Cúmulos de activas

Todas estas tienen como característica en común es provenir de gas que se ha calentado a más de decenas de millones de grados Kelvin. Permitiendo conocer cuerpos celestes de muy altas temperaturas.

Con todo lo mencionado anteriormente podemos concluir que la variedad de ondas electromagnéticas nos dan información valiosa que se complementa, ya que nos proporcionan distintos puntos de vista sobre el Universo, acercándonos cada vez más, a su comprensión.

Paralaje

Si colocamos nuestro dedo pulgar a escasos centímetros de nuestros ojos, manteniendo fijos la cabeza y el dedo, y probamos a mirar con un ojo cerrado, nos damos cuenta que la posición respecto al fondo del objeto varía. Sin embargo, a medida que separamos el dedo más de la cara, esta variación se hace cada vez más pequeña, esto se debe a que los ojos tienen separación fija; curiosamente, si separamos más los ojos podríamos medir distancias más lejanas.

Este mismo método puede ser utilizado para medir distancias con estrellas debido a que podemos utilizar observatorios separados por miles de kilómetros.

Estos cálculos pueden obtenerse a partir de geometría y trigonometría básica.

Figura 10. Paralaje con telescopios terrestres.

El Parsec

Un parsec es la distancia de una estrella que tiene un paralaje de un segundo de arco, este parsec equivale a 3262 años luz. Esta unidad será de gran ayuda al momento de calcular las distancias con las magnitudes, por lo que es necesario definirla.

Figura 11. Medición de un parsec.

Las cefeidas

Las estrellas Cefeidas son estrellas que se clasifican dentro de las estrellas variables, es decir, que cambian el brillo cada cierto periodo de tiempo, lo que las hace tan especiales es el hecho que su periodo es muy corto y regular.

Estas tienen una característica muy peculiar, y es que su periodo y su luminosidad están muy relacionados, es decir, si el periodo de la Cefeida es grande, entonces su luminosidad es grande. A pesar de esto, lo que nosotros percibimos en la Tierra es el brillo de la estrella, que además de estar relacionada con la luminosidad de la estrella, también está relacionada con la distancia que recorre la luz de esta para llegar nosotros, por lo que si conocemos su magnitud aparente y su magnitud absoluta, podemos determinar la distancia de la Estrella y nosotros.

Figura 12. Periodo de luminosidad de una cefeida.

Relación de la luminosidad con el periodo de Leavitt

Como mencionamos anteriormente, las Cefeidas tienen la peculiaridad de tener su luminosidad con su periodo muy relacionado, esto nos permite conocer el brillo absoluto de una estrella.

La relación entre estas se puede describir con la siguiente ecuación:

M=-2.78 log(P)-1.35

Donde:

M es la magnitud absoluta de la estrella.

P es el periodo de la estrella medida en días.

¿Cómo convertir las magnitudes a las distancias relativas?

La magnitud aparente de una estrella es una medida de su brillo aparente, refiriéndose a la cantidad de luz que recibimos de esta. Sin embargo, este brillo no es igual al brillo real de la estrella, ya que si la distancia es muy grande, el brillo que percibimos es mucho menor al que la estrella tiene realmente; podemos obtener la relación de estas magnitudes con la ley de Pogson.

Esta dice que la diferencia de magnitud entre dos estrellas es proporcional a la diferencia de los logaritmos de sus brillos aparentes.

Con esta ley es posible obtener una expresión que nos describa la distancia conociendo ya su magnitud aparente y su magnitud absoluta. Esta es:

Donde:

d= 〖10〗^((M-m-5)/(-5))

d es la distancia en unidades de parsecs

M es la magnitud absoluta

m es la magnitud aparente

Efecto Redshift

Del mismo modo que el sonido emitido por la sirena de una ambulancia se percibe más agudo cuando se acerca y se torna más grave cuando se aleja, la luz experimenta un comportamiento semejante; la radiación de una galaxia que se aleja de la tierra a una velocidad determinada, se recibe en nuestro planeta con una frecuencia menor que aquella con la que se emitió en origen, o dicho de otro modo, con una longitud de onda mayor y por lo tanto un color más enrojecido. Edwin Hubble se percató en 1929 de que la longitud de onda de la luz de las galaxias estaba en la mayoría de los casos desplazada hacia el rojo, es decir, se detectaba con una longitud de onda más larga que con una longitud más larga que con la longitud de onda de emisión, además el desplazamiento hacia el rojo de las galaxias más alejadas era mayor cuando más lejos de la tierra se encontraran y Hubble interpretó este hecho como consecuencia de la expansión cósmica, si el espacio se expande, la luz que emite las galaxias más alejadas tarda

más tiempo en llegar a la tierra y su longitud de onda experimenta un estiramiento Redshift, en su recorrido hasta el observador. Como ejemplo, la luz de la bicicleta de un ciclista, la veríamos más azulada si este se acercarse al observador a gran velocidad, a miles de kilómetros por segundo, si se alejara la veríamos enrojecida pero en realidad en el espacio las galaxias no se mueven como la bicicleta, si no que es el propio espacio es el que se expande arrastrando a las galaxias con él, y haciendo que su luz nos llegue desplazada hacia el rojo, como si la carretera sobre la que está la bicicleta, fuese de goma y se estirara. Metodología:

En este trabajo de investigación, se trabajó con diferentes sitios web, que permiten la obtención de algunos de los datos de las galaxias observadas y permite ver imágenes en diferentes filtros.

Se seleccionaron diferentes galaxias, y se dividió el trabajo en dos. PRIMERA PARTE. La familiarizarnos con la morfología de las galaxias y su clasificación de acuerdo con la Secuencia de Hubble. Primero se creó una cuenta en la página del telescopio SDSS y además utilizamos Aladin, el SDSS utiliza telescopios ópticos de 2.5 m de abertura angular (como se mencionó anteriormente) y toma imágenes utilizando un sistema fotométrico de cinco filtros, mientras que Aladin es una recopilación que muestra las imágenes de las galaxias obtenidas por los telescopios más grandes del mundo (incluyendo las del SDSS). Seleccionamos diferentes galaxias. Y con ellas fue posible construir la Secuencia de Hubble, que como ya se mencionó anteriormente, es un esquema morfológico para la clasificación de galaxias creado por Edwin Hubble en 1936. Cabe destacar, que aún en la actualidad, la Secuencia de Hubble es el método más utilizado para clasificar galaxias. Ya se dijo que las galaxias pueden tener diferentes formas: como son elípticas, espirales, espirales barradas, lenticulares e irregulares. Para clasificar una galaxia elíptica a) Las galaxias elípticas tienen una distribución de luz que es continua, sin particularidades, es decir, aparecen como una elipse en las imágenes de los telescopios. Se representan con la letra E, seguida por un número entero n que indica el grado de excentricidad. Los astrónomos han llegado a un convenio, n es 10 veces la excentricidad de la galaxia, redondeado al número entero más cercano. es decir: la excentricidad está definida como e=1− (b /a) siendo a y b los semiejes mayor y menor de la elipse

Por tanto n=10e =10 (1-b/a)

Figura 13. Muestra el semieje menor y el semieje mayor de una elipse.

b) En el diagrama de Hubble terminando la clasificación de las galaxias elípticas, se encuentra una clase intermedia de galaxias que se llama galaxias lenticulares y que se representan con el símbolo S0. Estas galaxias están compuestas por lo que se llama bulbo central brillante, en apariencia similar al de una galaxia elíptica, rodeado por una estructura nebulosa, que no contiene estrellas ni estructura espiral a diferencia de las galaxias espirales c) Después de la Secuencia de Hubble se encuentran dos ramas paralelas que es donde deben estar las galaxias espirales. La rama de arriba es la de las galaxias espirales que no tienen barra, mientras que las de abajo son las galaxias espirales que tienen barra. Empiezan en ambos casos con un bulbo central grande y brillante (Sa y SBa ) con brazos espirales muy compactos y poco definidos hasta terminar con un bulbo central pequeño y brazos amplios y bien definidos (Sc y SBc) Después de hacer la clasificación se procedió a hacer un diagrama de Hubble con las galaxias que utilizamos. SEGUNDA PARTE La segunda parte de este trabajo de investigación consistió en no sólo ver las galaxias como una imagen, sino tomar en cuenta alguna de sus características físicas y reconstruir consiste en graficar las distancias a varias galaxias. Sin embargo, medir distancias en astronomía es extremadamente difícil; pero, para hacer el diagrama sólo se necesitan las distancias relativas a las galaxias, y no sus distancias reales o ``absolutas'' medidas en kilómetros, en años luz o pársecs. Las distancias relativas se miden con respecto a una referencia conveniente la cuál evidentemente es arbitraria.

La base de datos del SDSS contiene imágenes, fotometría y espectros de las galaxias que utilizamos. Los datos necesarios para poder encontrar la relación de Hubble se encuentran en la tabla

Resultados  Parte 1.   

1. Las galaxias que fueron clasificadas como elípticas se muestran en la tabla 1.  

Nombre de la Galaxias   Clasificación 

NGC 4552  E0 

NGC 3379  E1 

NGC 4649  E2 

NGC 4406  E3 

NGC 4472  E4 

NGC 4621  E5 

NGC 452  E6  

 Tabla 1. Clasificación de Galaxias Elípticas 

2. La galaxia lenticular que se encontró se presenta en la tabla 2.  

Nombre de la Galaxia  Clasificación 

NGC 4382  S0 

Tabla 2. Clasificación de Galaxia Lenticular   

3. Las galaxias espirales (sin barra) que se clasificaron en este trabajo son:   

Nombre de la Galaxia  Clasificación 

NGC 488   Sa 

NGC 3031   Sb 

NGC 628  Sc 

Tabla 3. Clasificación de Galaxia Espirales (sin barra)   Las galaxias espirales barradas que se clasificaron en este trabajo son:   

Nombre de la Galaxia  Clasificación 

NGC175   SBa 

NGC1300   SBb 

NGC7479  SBc 

Tabla 4. Clasificación de Galaxia Espirales Barradas  

4. La galaxia irregular que se clasificó en este trabajo es:  

Nombre de la Galaxia  Clasificación 

NGC 6822  Irr 

Tabla 5. Clasificación de Galaxia Irregular.  A continuación se presenta el primer resultado importante de este trabajo, es un diagrama de                             Hubble, justo como lo presentó Hubble, pero que en este caso tiene a cada una de las galaxias                                   que se analizaron de manera individual.    

Figura 14. Diagrama de Hubble con galaxias elegidas. 

 

Parte 2  A continuación se presentan los datos obtenidos a partir del SDSS    

                                     

Nombre de  Galaxia 

  Coordenadas     

Magnitudes  Redshift 

Dis- tan- cia 

(Mpc) 

Mes’ sier  NGC  Clasifi

-cación RA  Dec  ObjID de SDSS  U  G  R  I 

 Z  Z  9.14  

89  4552  EO  12h 37,5m 

+12° 33’ 

1237661817095585814

12.65  10.72  9.89  9.93  9.10 

0.001134 

17.3 

105  3379  E1  10,0h 46,8m 

+12° 35’ 

1237661951318491161

12.43  10.54  9.75  12.90 

9.01 

0.003039 

19.7 

60  4649  E2   

12h 43,7m 

+11° 33’ 

1237661948646457368

12.91   

10.80  9.97  9.49  9.12 

0.003703 

1.46 

86  4406  E3  12h 26m 11.7s 

+12° 56’46’’  

1237667443508576272

12.95  11.03  10.37 

9.79  9.49 

-0.000747 

 

49  4472  E4  12h 29,8m 

+8° 0.0’ 

1237654786779906058   

12.47  10.41  9.54  9.07  8.84 

0.003272 

18.1 

59  4621  E5  12h 42m 

+11° 39’ 

1237658633454157830

12.62  10.57  9.78  9.32  9.04 

0.001558 

10.9 

   4125  E6  12h 08m 06s 

+65° 10’27’’  

1237654610141446181

12.98  11.07  10.13 

9.70  9.39 

0.004523 

20.1 

85  4382  S0   

12h 25m 24s 

+18° 11’ 

28” 

1237668565027127335

12.84  11.08  10.37 

10.00  9.71 

0.002432 

14.4 

   488  Sa  1h 21m 46,6s 

+5°  15’ 21” 

1237678662506643514

13.51  11.47  10.59 

10,11  9,81 

0.007579 

27 

81  3031 Sb  9h 55,6m 32,9s 

+69° 4’ 55” 

1237663788501762053

11.15  9.35  8.43  7.98  7.40 

0.0.000113 

0.662 

74  628  Sc  1h 36m 41,8s 

+15° 47’ 01” 

   12.54  11.18  10.77 

9.88  9.71 

0.002192 

4.92 

   175  SBa  0h 37m 21,5s 

-19° 56’3” 

1237672795577516109   

15.05  13.07  12.23 

11.79  11.51 

0.013043 

49.8 

   1300  SBb  3h 19m 41,1s

 -19° 24’41” 

   11.13  8.76  8.12  7.50   7.35 

0.005260 

19.6 

   7479  SBc  23h 4m 56,6s 

+12°19’ 22” 

1237678920198783025

14.4.  12.85  11.95 

11.51  11.04 

0.007942 

27.7  

   6822  Ir  19h 44m 56,6s

-14° 47’ 21” 

                 -0.000190 

  

 Tabla 6. Datos obtenidos en la base de datos de SDSS  

                          

Al graficar distancia en (pc) contra la velocidad en (km/s) obtenemos la siguiente gráfica:   

  

  

Gráfica 1. Distancia contra velocidad para las galaxias.  Análisis e interpretación de resultados.   El ritmo de expansión del universo se llama constante de Hubble, aunque en rigor debería llamarse parámetro de la ley de Hubble, porque no es constante, ese valor ha cambiado a lo largo del tiempo. El valor actual se conoce como H(t) ≡H(0) = H0  

       A partir de la gráfica se encuentra que la pendiente de la gráfica 1 es del orden de 

 Ho = 70.6 km/s/Mpc km/s/Mpc. 3.5±   

 Este resultado es aproximado a los valores obtenido por Casertano V, (2011) para un conjunto                             de  galaxias del cúmulo de Virgo. Es importante recordar que para galaxias que se encuentran relativamente cercanas, la velocidad                         puede determinarse mediante el corrimiento al rojo (z) empleando la fórmula v ≈ zc; siendo c la                                 velocidad de la luz. Pero, sólo debe considerarse la velocidad debida a la expansión del Universo                               al margen de otros movimientos relativos de las galaxias (movimiento peculiar).   Este hecho puede ser interpretado como que el Universo está en expansión. El valor que se                               conoce hoy de la constante de Hubble es H 0 = 70.6 km/s/Mpc km/s/Mpc.. 3.5 ±  Es muy cercano al que se encuentra en este trabajo.  

  Conclusiones Se lograron entender procesos físicos que se llevan a cabo en el interior de las galaxias, se utilizaron imágenes almacenadas en las bases de datos de páginas y observatorios virtuales, mismos que son utilizadas por astrónomos profesionales. Analizamos 15 galaxias y las logramos visualizar, la galaxia más lejana galaxias se encuentran a 50 pc de nosotros. Se hizo una clasificación morfológica de las galaxias y con esto, se obtuvo un Diagrama de Hubble. Es necesario recordar, que éste, es sólo un esquema gráfico de clasificación, el cual no corresponde con una secuencia de evolución de las galaxias, pero que ha permitido a los astrónomos entender la naturaleza de las galaxias, y su forma nos permite agruparlas a partir de ciertas características. Con cada una de las galaxias que se trabajó en este proyecto de investigación, se utilizó la base de datos de SDSS, para obtener parámetros. Con estos parámetros haciendo cálculos simples y graficando, se pudo encontrar la constante de la ecuación de Hubble, con lo que se encuentra que se explica que es el Universo el que se encuentra en expansión. La aceleración del universo, se produce actualmente a un “ritmo” constante. Éste, se puede medir por medio de la constante de Hubble, cuyo símbolo es Ho. Su valor se estima en unos 71 km/s/Mpc. . Este resultado significa que las galaxias se alejan unas de otras.

Fuentes de información

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asociación Sitio web: https://www.nasa.gov/audience/forstudents/k-4/stories/nasa-knows/what-is-the-hubble-space-telecope-k4.html

• Colaboración (2014). About the SDSS. Sin fecha, de Sin asociación Sitio web:

http://skyserver.sdss.org/dr14/en/sdss/sdsshome.aspx • Gott III J. R., Mario Juric, David Schlegel, Fiona Hoyle, Michael Vogeley, Max Tegmark,

Neta Bahcall, y Jon Brinkmann (2005) ApJ 624 463-484 • Rodríguez, L. F. (n.d). Los colores invisibles de la astronomía. 2007. • Salazar, C., J.R.. (2014). Propiedades Generales de Galaxias. En Una herramienta para el

manejo/análisis de bases de datos astronómicas, en la era del tsunami digital : aplicación al análisis de bulbos en las galaxias del universo local / tesis que para obtener el grado de Maestría en Ciencias (Astronomía)(pp. 55-60). México: Universidad Nacional Autónoma de México Programa de Posgrado en Ciencias (Astronomía)

• Salazar, C., J.R.. (2006). Características generales de galaxias y clasificación morfológica.

En Galaxias aisladas en el universo local : propiedades fotométricas estructurales de galaxias elípticas / tesis que para obtener el título de Físico (pp. 3-5). México: Universidad Nacional Autónoma de Mexico. Facultad de Ciencias.

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Estrellas. Relación de Leavitt y Ley de la inversa del cuadrado.. [online] Asociacionmediambieteama2014.blogspot.mx. Available at: http://asociacionmediambieteama2014.blogspot.mx/2012/02/metodo-de-calculo-de-la-relacion.html [Accessed 19 Jan. 2018].