La galaxia NGC 5866 de canto

Edge-On Galaxy NGC 5866
Créditos de imagen: NASA,ESA,Hubble Legacy Archive; Processed & Copyright: Hunter Wilson

La galaxia NGC 5866 de canto
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¿Por qué esta galaxia es tan delgada? Muchas galaxias de disco son en realidad tan delgadas como NGC 5866, pero no se ven de canto desde nuestro punto de vista. NGC 5866, clasificada como galaxia lenticular, contiene numerosas y complejas bandas de polvo que aparecen oscuras y rojas, mientras que muchas de las estrellas brillantes del disco le dan un matiz azul. El disco azul de las estrellas jóvenes se extiende más allá del polvo en el plano galáctico extremadamente delgado, mientras que la protuberancia que hay en el centro del disco parece teñida de naranja por las estrellas más viejas y rojas que seguramente hay allí. Aunque tiene una masa similar a la Vía Láctea, la luz tarda unos 60.000 años en cruzar NGC 5866, aproximadamente un 30 por ciento menos de lo que tarda en cruzar nuestra galaxia. En general, muchas galaxias de disco son muy delgadas porque el gas que las originó colisionó con él mismo a medida que giraba alrededor del centro de gravedad. La galaxia NGC 5866 se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia en la constelación del Dragón ( Draco ).

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  • garcosa

    Del tremendo legado del Hubble hoy tenemos este disco rotatorio cosmico de perfil, mirado desde nuestra perspectiva. Este universo aislado catalogado como NGC 5866 o M102 (también llamada Galaxia Eje), clasificada como una galaxia lenticular, posee numerosas bandas de polvo de gran complejidad que se muestran en tonos oscuros y enrojecidos, mientras que la mayoría de las estrellas brillantes del disco dan razón del aspecto más azulado de la galaxia.

    En la imagen de hoy se observa que el disco azul de las estrellas jóvenes se extiende más allá del polvo situado en el plano galáctico extremadamente delgado, mientras que la protuberancia central del disco se tiñe de naranja a causa de las estrellas más viejas y rojas que con toda probabilidad lo habitan.

    A pesar de contar con una masa comparable a la de la Vía Láctea, la luz tarda unos 60 000 años en cruzar NGC 5866 de lado a lado, o alrededor un 30 por ciento menos de lo que necesita para cruzar nuestra galaxia.

    En general, muchos de los discos galácticos son muy delgados debido a que las moléculas de la nube de gas de las que se originaron colisionaron entre sí cuando comenzó a girar alrededor de lo que se convertiría en el centro de gravedad de la galaxia.

    http://www.messier-objects.com/wp-content/uploads/2015/09/Messier-102-location.png

    http://cseligman.com/text/atlas/ngc5866wide.jpg

    A continuación, una imagen de NGC 5866 HST (Imagen ESA crédito, El equipo de la herencia de Hubble (STScI / AURA), W. quilla (U. Ala.), De la NASA ) . La imagen se gira 90 grados con respecto a los anteriores, por lo Norte está a la izquierda. Además, para mostrar los detalles finos en el plano polvoriento del disco, la imagen es ligeramente subexpuesta en comparación con la imágene de arriba; como resultado, el núcleo se ve mucho más pequeña de lo habitual.

    http://cseligman.com/text/galaxies/m102.jpg

  • Sa Ji Tario

    Recordando la clasificación de los tipos de galaxias, copié y pegué esta publicación de la Wiki que está en inglés y previa traducción les dejo con imágenes Ad Hoc

    Secuencia de Hubble

    La secuencia de Hubble es una clasificación de tipos de galaxias desarrollada por Edwin Hubble en 1936. También se la conoce como diagrama diapasón a consecuencia de la forma de su representación gráfica. Los tipos de galaxias se dividen como sigue:

    Diagrama en diapasón de la secuencia de Hubble.

    Galaxias elípticas (E0-7) tienen forma elíptica, con una distribución bastante uniforme de las estrellas por todas partes. El número indica el grado de excentricidad: las galaxias E0 son casi redondas, mientras E7 son muy aplanadas. El número indica solo la apariencia de la galaxia en el cielo, no su geometría real.

    Galaxias lenticulares (S0 y SB0) parecen tener una estructura de disco con una concentración de estrellas central proyectándose de él. No muestran ninguna estructura espiral.

    Galaxias espirales (Sa-d) tienen una concentración de estrellas central y un disco aislado que presenta brazos espirales. Los brazos están centrado alrededor de la protuberancia, variando de los muy arremolinados y poco definidos (Sa) a los muy sueltos y definidos (Sc y Sd). Asimismo, mientras que en las primera la concentración central es muy pronunciada, en estos últimos lo es bastante menos, y -salvo excepciones- la cantidad de estrellas jóvenes y la proporción de gas van aumentando a lo largo de la secuencia.

    Galaxias espirales barradas (SB0/a-d) tienen una estructura en espiral, similar a las galaxias espirales pero los brazos se proyectan desde el final de una “barra” central en lugar de emanar de una concentración central, como cintas en los extremos de una batuta. De nuevo, SBa a SBd indica como de arremolinados están estos brazos y el grado de desarrollo de la concentración central y -de nuevo, salvo excepciones- al ir progresando en la secuencia, la cantidad de gas y estrellas jóvenes va aumentando.

    Galaxias espirales intermedias (SAB0/a-c) tienen una morfología intermedia entre las galaxias espirales y las galaxias espirales barradas.

    Galaxias irregulares (Irr) se dividen en Irr-I, que muestran estructura espiral deformada, e Irr-II para las galaxias que no encajan en ninguna otra categoría.

    Propiedades conocidas de las galaxias

    Tipo de galaxia Masa (Masas solares) Luminosidad (Luminosidad solar) Diámetro (kpc) Población estelar Porcentaje de galaxias observadas

    Espiral /

    Espiral barrada 109 a 1011 108 a 1010 5-250 disco: Población I

    aureola:Población II 77%

    Elíptica 105 a 1013 105 a 1011 1-205 Población II 20%

    Irregular 108 a 1010 107 a 109 1-10 Población I 3%

    Hubble basó su clasificación en fotografías de las galaxias tomadas con telescopios de la época. Al principio creyó que las galaxias elípticas eran una forma inicial, que posteriormente evolucionaba a espirales; nuestro conocimiento actual sugiere que la situación es más o menos opuesta, no obstante esta creencia dejó su impronta en la jerga de los astrónomos que aun hablan de “tipo primitivo” o “tipo avanzado” de galaxias de acuerdo a si la galaxia aparece a la izquierda o la derecha del diagrama.

    Observaciones más recientes nos han dado la siguiente información sobre estos tipos:

    Las galaxias elípticas suelen tener poco gas y polvo y están compuestas principalmente de estrellas antiguas.

    Las galaxias espirales tienen abundantes existencias de gas y polvo, y tienen una mezcla de estrellas antiguas y jóvenes.

    Las galaxias irregulares son ricas en gas, polvo y estrellas jóvenes.

    A partir de esto, los astrónomos han construido una teoría de la evolución galáctica que sugiere que las elípticas son resultado de la colisión entre galaxias espirales o irregulares, que las priva de gran parte del gas y polvo y hace que las órbitas de las estrellas sean aleatorias. Ver formación y evolución de galaxias.

    Clasificaciones posteriores

    Después de aparecida ésta secuencia, aparecieron refinamientos de ésta, tanto por el propio Hubble como por otros autores (en especial, el astrónomo Gerard de Vaucouleurs), sobre todo en lo referido a la clasificación de las galaxias espirales, introduciéndose los tipos intermedios E+ (galaxias con características intermedias entre las elípticas y las lenticulares), S0- (galaxias lenticulares sin estructuras, sólo distinguibles de una elíptica mediante un estudio detallado), S00 (galaxias lenticulares con cierta estructura), S0+ (galaxias intermedias entre una lenticular y una Sa), Sab (entre Sa y Sb), Sbc (entre Sb y Sc), y Scd (entre Sc y Sd), así cómo la clasificación “Pec” (peculiar) para aquellas galaxias inclasificables (por ejemplo, M82) y las galaxias enanas -con una “d” antes del tipo de la galaxia, y sólo para elípticas, lenticulares, e irregulares-. La más elaborada es la elaborada por el ya mencionado Gerard de Vaucouleurs en 1959. En ella, se extendió la clase Sd incluyendo los tipos Sdm y Sm, así cómo siendo reemplazado el tipo Irr -salvo para galaxias irregulares enanas (dIrr)- por los tipos I(m) e IB(m), éstos para galaxias irregulares con incipiente estructura espiral y/o barra, cómo las Nubes de Magallanes, y finalmente el tipo I0 para galaxias cómo la ya mencionada M82.

    Ya que bastantes galaxias espirales presentan características intermedias entre las espirales normales (clasificadas cómo SA) y las barradas (clasificadas aquí cómo SB), se introdujeron las galaxias de tipo SAB, que son intermedias entre las espirales normales y las barradas. En éste sistema, esto es lo primero que se pone.

    También se ha tenido en cuenta la presencia de anillos internos en algunas galaxias. Las galaxias sin anillo interno se clasifican añadiendo a continuación del tipo de galaxia según tiene barra ó no “(s)”. Si existe un anillo interno mal definido, “(rs)”. Si existe un anillo bien definido, “r”. Además, si la galaxia tiene un anillo que la rodea antes de la clasificación según la barra ó no se pone una “R”; si el anillo es un anillo falso, se pone “R1”.

    De Vaucouleurs ha representado éste sistema de dos maneras: de manera tridimensional para todos los tipos de galaxias y cómo una rueda para las espirales y lenticulares (ver enlaces externos).

    Algunos ejemplos de galaxias espirales ó lenticulares brillantes clasificadas con éste sistema son (datos tomados de NASA/IPAC Extragalactic Database):

    Galaxia de Andrómeda:SA(s)b (quizás SB(s)b debido a la presencia de una barra)

    Galaxia del Triángulo:SA(s)cd

    M77: (R)SA(rs)b

    M81: SA(s)ab

    M85: SA(s)0+ pec

    M88: SA(rs)b

    M90: SAB(rs)ab

    M95: SB(r)b

    NGC 1023: SB(rs)0-

    NGC 2841: SA(r)b

    NGC 2903: SB(s)d

    NGC 3115: SA(s)O-

    NGC 4526: SAB(s)00

    NGC 6946: SAB(rs)cd

    NGC 7331: SA(s)b

  • garcosa

    Fue tema ayer, pero hoy tenemos este video del eclipse de Sol:

    – Una maravilla celeste total.

    NASA ha colaborado con el Exploratorium de San Francisco y la National Science Foundation para proporcionar cobertura en vivo del 2016 eclipse total de Micronesia, el 8 de marzo El sol totalmente eclipsada era visible desde sólo unas pocas islas del Pacífico, pero la vivo emisión hizo el fenómeno a disposición de millones de personas en todo el mundo.

    https://www.youtube.com/watch?v=zT2B-8qgKRk

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  • jj lopez

    Me surge la pregunta obvia al apreciar la delgadez: Cuál es la “altura” de ésta galaxia? Y la de la Vía Láctea?
    Gracias a quien conteste.
    Y sigo preguntando 🙂
    Si las galaxias se están alejando entre sí… cómo es que “en ocasiones” algunas chocan entre sí? Por ej. Andrómeda y la Vía Láctea chocarán en aprox. 4Giga años, así que no capto cómo pueden darse los dos fenómenos al tiempo… o algo falla en la teoría de la inflación cósmica? Gracias de nuevo.

  • Sa Ji Tario

    Se debe pensar que al igual que los cúmulos globulares que están “presos” por la atracción gravitatoria, las galaxias que colisionan también pertenecen a un grupo que nacieron juntas de una misma nube molecular y que tienen esa característica y como sucede en los cúmulos galácticos, por efecto de los otros cuerpos gravitatorios, son influenciados y por efectos de marea son quitados del orden y sus órbitas se cruzarían dando lugar a una colisión.-
    Por otro lado, tu interés en conocer el grosor del disco galáctico reside en que tipo de galaxia se trate, una elíptica literalmente es un capullo de gusano de seda y las espirales como en este caso se podría calcular como una generalidad en el 3% del diámetro total en su parte más densa, todo radica en que se tomaría una velocidad de rotación estándar, inserto una imagen de la Wiki para que te hagas una idea general, si se necesitan más datos y si están a mi alcance, con gusto haré lo posible de satisfacerte, como dato ilustrativo debes tener en cuenta que tanto Andrómeda y la Vía Láctea pertenecen al grupo local y como tal, todas nacieron de la misma nube molecular, todas tienen el mismo patrón de comportamiento y las signaturas de casi los mismos elementos, puedo afirmar que solo es cuestión de tiempo para que entre todas se forme una sola galaxia, saludetes

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