Wikipedia

Galaxia

aglomerado de millóns de estrelas e outros obxectos astronómicos

Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Galaxia (homónimos).

Unha galaxia é un sistema de estrelas, restos estelares, gases interestelares, po cósmico e materia escura ligados gravitacionalmente entre si.[1][2] O termo "galaxia" provén do latín galaxĭas, que deriva do grego galaxías γαλαξίας, que significa literalmente 'leitoso',[3] en referencia á Vía Láctea. As galaxias poden variar en tamaño dende as ananas que conteñen uns poucos miles (103) de estrelas ata as xigantes que poden chegar a ter un trillón (1014) de estrelas,[4] con cada unha destas orbitando o centro de masa da galaxia. As galaxias categorízanse segundo a súa morfoloxía visual en elípticas,[5] en espiral e irregulares.[6] Pénsase que o núcleo activo de moitas galaxias é un burato negro. O burato negro central da Vía Láctea coñécese co nome de Sagittarius A*, e ten unha masa catro millóns de veces maior que o Sol.[7] A data de xullo de 2015, EGSY8p7 era a galaxia máis vella e distante coñecida con respecto a Terra, a unha distancia de 13 200 millóns de anos luz da Terra e observada como existía 570 millóns de anos tralo big-bang.[8][9][10] Previamente, a data de maio de 2015, EGS-zs8-1 era a galaxia máis remota coñecida, a uns 13 100 millóns de anos luz e cun 15% estimado da masa da Vía Láctea.[11][12][13] Desde abril de 2022 a galaxia máis afastada coñecida é a HD1.[14][15]

NGC 4414, unha típica galaxia en espiral na constelación Coma Berenices.

Existen aproximadamente entre 170 mil millóns (1.7 × 1011) e 200 mil millóns (2.0 × 1011) de galaxias no universo observable.[16] A maioría das galaxias son de entre 1000 ata 100 000 parsecs de diámetro e atópanse separadas entre elas a distancias da orde de millóns de parsecs (ou megaparsecs). O espazo entre galaxias contén un gas tenue cunha densidade media menor a un átomo por metro cúbico. A maioría de galaxias organízanse gravitacionalmente en asociacións coñecidas como agrupacións galácticas, cúmulos e supercúmulos. Nas maiores escalas estas asociacións distribúense xeralmente en forma de filamentos rodeados de baleiros inmensos.[17]

Etimoloxía

editar
 
O nacemento da Vía Láctea (1636), de Rubens.

A orixe da palabra "galaxia" deriva do termo grego para a Vía Láctea, galaxias (γαλαξίας 'leitoso') ou kyklos galaktikos 'círculo leitoso', pola súa aparencia no ceo en forma de banda de luz. Segundo a mitoloxía grega, Zeus coloca o seu fillo nado dunha muller mortal, o pequeno Hércules, no seo de Hera mentres ela dorme para que este beba o seu leite divino e se torne inmortal. Hera esperta durante a lactación e decátase de que está alimentando un neno descoñecido e afástao dela, provocando que un chorro do seu leite saia despedido no ceo nocturno e produza a tenue franxa de luz coñecida como Vía Láctea.[18][19] Na literatura astronómica adoita empregarse o nome propio "Galaxia" para referirse á Vía Láctea, distinguíndoa así do resto de galaxias existentes no universo.[20]

William Herschel creou o seu catálogo de obxectos celestes en 1786 usando o termo "nebulosa espiral" para algúns obxectos, como por exemplo o M31, coñecido posteriormente como a galaxia de Andrómeda. Máis tarde, no momento en que a súa verdadeira distancia comezou a ser avaliada, estes obxectos foron recoñecidos como inmensos aglomerados de estrelas e pasaron a chamarse "universos insulares". Porén, a palabra "Universo" pasou a entenderse co significado de totalidade da existencia, polo que esta expresión caeu en desuso e estes obxectos pasaron a denominarse "galaxias".[21]

Historia da súa observación

editar

Primeiras observacións

editar
Véxase tamén: Vía Láctea.
 
A Vía Láctea divisada dende o deserto de Atacama, Chile.

No século V a. C. o filósofo grego Demócrito afirmou que a banda brillante do ceo nocturno coñecida como Vía Láctea podería estar formada por estrelas distantes.[22] Aristóteles por outra banda teorizou no século IV a. C. que a Vía Láctea estaba causada pola "ignición da fera exhalación dunhas grandes e numerosas estrelas que se atopaban preto unhas doutras", e que "a ignición tiña lugar na parte superior da atmosfera".[23] Posteriormente, no século VI o filósofo neoplatonista Olimpiodoro o Novo foi crítico con esta visión, argumentando que de atoparse a Vía Láctea entre a Terra e a Lúa como propuxo Aristóteles, tería que apreciarse de forma distinta dende diferentes lugares da Terra e a distintas horas e presentaría paralaxe, non sendo este o caso. Con estes argumentos afirmou que a Vía Láctea tiña que ser celestial, e non sublunar.[24]

Segundo Mohani Mohamed, o astrónomo árabe Alhazen fixo o primeiro intento de observación e medida do paralaxe da Vía Láctea no século X,[25] e con isto determinou que xa que non presentaba dita paralaxe, atopábase lonxe da Terra e non pertencía á atmosfera.[26] O seu contemporáneo persa Al Biruni escribiu que a Vía Láctea era "unha colección de fragmentos incontables da natureza das estrelas nebulosas".[27][28] O astrónomo de Al-Andalus Avempace propuxo no século XII que a Vía Láctea estaba composta de moitas estrelas de forma que case se tocaban unhas a outras, dando a impresión dunha imaxe continua polo efecto da refracción no material sublunar,[23][24] citando a súa observación da conxunción de Xúpiter e Marte como evidencia da ocorrencia deste feito cando dous obxectos se atopan preto o un do outro.[23] Máis adiante, xa no século XIV, Ibn Qayyim teorizou que a Vía Láctea era unha "miríade de estrelas ananas moi xuntas entre elas na esfera das estrelas fixas".[29]

 
Diagrama da Vía Láctea elaborado por William Hershel.

As primeiras probas empíricas sobre a Vía Láctea obtívoa no ano 1610 o astrónomo italiano Galileo Galilei usando un telescopio para estudar a Vía Láctea, descubrindo así que se compoñía dun inmenso número de estrelas escasamente visibles.[30][31] No ano 1750 o astrónomo inglés Thomas Wright especulou (correctamente) na súa obra An original theory or new hypothesis of the Universe que a galaxia podería ser un corpo rotatorio formado por un gran número de estrelas que se mantiñan xuntas por mor de forzas gravitacionais, de forma semellante ao sistema solar pero a unha escala moito maior, e que o disco de estrelas resultante desta agrupación veríase como unha banda no ceo dende a perspectiva da Terra.[32][33] Nunha disquisición de 1755, Immanuel Kant elaborou a idea de Wright sobre esta estrutura da Vía Láctea.[34]

No ano 1785 William Hershel levou a cabo o primeiro proxecto para describir a forma da Vía Láctea e a posición do Sol nela, mediante un reconto do número de estrelas nas diferentes rexións do ceo, elaborando un diagrama da forma da galaxia que situaba o sistema solar preto do centro da mesma.[35][36] Usando un sistema máis refinado, Jacobus Kapteyn presentou en 1920 a imaxe da Vía Láctea como unha pequena galaxia elipsoide, duns 15 000 parsecs de diámetro, co Sol próximo ao centro. Mediante outro método diferente baseado na catalogación de cúmulos globulares, Harlow Shapley chegou a unha imaxe radicalmente distinta, un disco plano cun diámetro aproximado duns 70 000 parsecs e co Sol lonxe do centro.[33] Estas dúas análises non tiveron en conta a absorción da luz por parte do po interestelar presente no plano galáctico. Robert Julius Trumpler cuantificou este efecto en 1930 ao estudar os cúmulos abertos, o que deu como resultado a imaxe final da Vía Láctea.[37]

Fitos publicados no estudo das Galaxias son o Catalogue des Nébuleuses et des Amas d'Étoiles (Catálogo de Nebulosas e Cúmulos de Estrelas), publicado en 1774 polo astrónomo francés Charles Messier, ou o Novo Catálogo Xeral de Nebulosas e Cúmulos de Estrelas (abreviado NGC), publicado en 1888 por John Louis Emil Dreyer. Moito máis recente (1991), foi publicado o Terceiro Catálogo de Referencia de Galaxias Brilantes (RC3).

Distinción doutras nebulosas

editar

Unhas poucas galaxias externas á Vía Láctea son visibles no ceo nocturno sen necesidade de usar telescopios ou outros aparellos semellantes.[38][39] No século X o astrónomo persa Al-Sufi realizou a primeira identificación documentada da galaxia de Andrómeda, describíndoa como unha "pequena nube",[40] e no ano 964 identificou a Gran Nube de Magallães (tamén de Magalláns ou Magallanes) no seu libro titulado سور الكواكب (Libro das Estrelas Fixas), que non sería identificada polos europeos ata a viaxe de Fernão de Magalhães no século XVI.[41][42] Esta galaxia sería posteriormente anotada de forma independente por Simon Marius no ano 1612.[40]

En 1750 Thomas Wright especulou de forma correcta con que a Vía Láctea tiña unha forma de disco plano, e que algúns dos cúmulos visibles no ceo nocturno eran outras "Vías Lácteas" separadas dela.[33][43] Posteriormente en 1755 Immanuel Kant empregou o termo "Universos insulares" para describir estes cúmulos de estrelas distantes.[44]

Cara ao final do século XVII Charles Messier compilou un catálogo que contiña os 109 obxectos celestiais máis brillantes con aparencia nebulosa, e William Herschel realizou un catálogo que describía 5000 nebulosas.[33] No ano 1845 William Parsons construíu un novo telescopio co que puido distinguir as nebulosas elípticas das espirais e identificou puntos focais individuais nalgunhas delas, acreditando así a conxectura previa de Kant.[45]

 
Fotografía da "Gran Nebulosa de Andrómeda" de 1899, identificada posteriormente como a galaxia de Andrómeda.

No ano 1912 Vesto Slipher realizou estudos espectrográficos das nebulosas espirais máis brillantes para determinar a súa composición, descubrindo que presentaban un efecto Doppler. Isto indicoulle que estas nebulosas estaban a moverse a un ritmo maior cá velocidade das estrelas que el mesmo medira, afastándose da Terra.[46][47]

En 1917 Heber Curtis observou a nova S Andromedae dentro da "Gran Nebulosa de Andrómeda", nome co que se coñecía naquel momento a galaxia de Andrómeda. Revisando os seus rexistros fotográficos atopou 11 novas máis, apreciando que estas eran de media 10 magnitudes menos brillantes que outras que tiveran lugar dentro da Vía Láctea. Como resultado chegou á estimación de que estas novas se atopaban a unha distancia de 150 000 parsecs. Estes estudos levárono a ser un propoñente da chamada hipótese dos "universos insulares", que sostiña que as nebulosas espirais eran en realidade galaxias independentes.[48]

No ano 1920 tivo lugar o chamado "Gran Debate" entre Harlow Shapley e Heber Curtis, respecto a natureza da Vía Láctea, das nebulosas espirais e das dimensións do Universo. Para apoiar a súa afirmación de que a Gran nebulosa de Andrómeda era unha galaxia exterior, Curtis sinalou a aparencia das liñas escuras que semellaban as nubes de po na Vía Láctea, así como o significante efecto Doppler apreciable.[49]

Uns anos despois, no ano 1922, o astrónomo estoniano Ernst Öpik obtivo unha determinación de distancia que apoiaba a teoría de que a nebulosa de Andrómeda era realmente un obxecto extra-galáctico distante.[50] Usando o telescopio de 100 polgadas do Observatorio do Monte Wilson, Edwin Hubble determinou que as partes exteriores dalgunhas nebulosas espirais eran coleccións de estrelas individuais e identificou algunhas variables cefeidas, o que lle permitiu estimar a distancia ata as nebulosas e indicou que se atopaban demasiado lonxe como para formar parte da Vía Láctea.[51] En 1936 Hubble realizou unha clasificación da morfoloxía galáctica que sería a base das investigacións modernas neste campo.[52]

Investigacións modernas

editar

En 1944 Hendrik C. van de Hulst predixo que a radiación de microondas con lonxitude de onda de 21 cm sería detectable a partir do gas atómico interestelar de hidróxeno,[53] feito observado por primeira vez no ano 1951. Esta radiación non resulta afectada pola absorción do po, polo que o efecto Doppler observable pode empregarse para determinar o movemento do gas dentro da galaxia. Estas observacións deron pé á hipótese da existencia dunha estrutura de barra no centro da Vía Láctea.[54] Grazas ás melloras posteriores nos radiotelescopios, o gas de hidróxeno puido estudarse tamén noutras galaxias.[55] Na década dos anos 1970 Vera Rubin descubriu unha discrepancia entre a velocidade de rotación galáctica e a predición da mesma por medio da observación do gas e da masa das estrelas, dando lugar posteriormente á explicación da presenza de grandes cantidades de materia escura non visible.[56][57] O concepto coñecido como curva de rotación universal das espirais amosa que este problema é ubicuo neste tipo de obxectos estelares.[58][59]

Xa a comezos da década dos anos 1990, o telescopio espacial Hubble recadou unha serie de observacións e datos importantes. Entre outras cuestións, os datos do Hubble axudaron a establecer que a materia escura que falta na nosa galaxia non está composta soamente de estrelas pequenas con escaso brillo inherente.[60] A imaxe Hubble Deep Field, feita por medio dunha exposición extremadamente longa dunha parte relativamente baleira do ceo, forneceu evidencias de que existen ao redor de 125 000 millóns (1,25 x 1011) de galaxias no Universo.[61] As melloras posteriores na tecnoloxía de detección do espectro electromagnético invisible en forma de radiotelescopios, cámaras infravermellas e telescopios de raios X, permitiron a detección doutras galaxias que o Hubble non conseguira detectar previamente. En particular diversas investigacións da zona de evitación, a rexión do ceo bloqueada pola Vía Láctea, revelaron a existencia dunha serie de galaxias descoñecidas ata ese momento.[62]

Nomenclatura

editar

Existen decenas de miles de galaxias catalogadas, pero só algunhas delas teñen nomes populares de uso común, como por exemplo a galaxia de Andrómeda, as nubes de Magallanes, a galaxia Remuíño ou a galaxia do Sombreiro.[63] Os astrónomos traballan con diversos catálogos, nos que a maioría das galaxias máis coñecidas se listan seguindo determinados criterios de numeración en cada caso.[64] A Unión Astronómica Internacional determina que a designación das galaxias debe consistir de polo menos dúas partes: o acrónimo ou código que especifica o catálogo ou colección de fontes onde se describe a galaxia, e unha serie alfanumérica de caracteres que identifican de forma única o obxecto dentro do catálogo.[65] Algúns dos catálogos máis recoñecidos son o Catálogo Messier,[66] o NGC (New General Catalogue),[67] o IC (Index Catalogue),[68] o CGCG (Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies),[69] o MCG (Morphological Catalogue of Galaxies)[70] e o UGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies).[71]

Tipos segundo a morfoloxía

editar
Artigo principal: Clasificación morfolóxica das galaxias.
 
Tipos de galaxias segundo o esquema de clasificación Hubble: E indica un tipo de galaxia elíptica, S indica unha galaxia en espiral e SB indica unha galaxia en espiral barrada.

As galaxias clasifícanse en tres tipos segundo a súa forma visible: elípticas, en espiral e irregulares. A secuencia Hubble dá unha descrición máis extensiva dos tipos de galaxias baseándose na súa aparencia. Esta secuencia céntrase exclusivamente na forma morfolóxica e visual das galaxias, polo que non ten en conta certas características das mesmas, como poden ser o ritmo de formación de estrelas nas galaxias de gromos estelares, ou a actividade presente nos núcleos das galaxias activas.[6]

Galaxias elípticas

editar
Artigo principal: Galaxia elíptica.

O sistema de clasificación do Hubble clasifica as galaxias elípticas en base á curva da súa elipse, dende as E0 que son case esféricas ata as E7 que presentan unha grande elongación. Estas galaxias teñen un perfil elipsoidal que lles dá unha aparencia elíptica sen importar o ángulo de visión. A súa aparencia apenas amosa unha estrutura e habitualmente posúen pouca materia interestelar. Por mor disto, este tipo de galaxias presentan unha baixa proporción de cúmulos abertos e un ritmo reducido de formación de novas estrelas. Están dominadas por estrelas xa evolucionadas que orbitan o centro común de gravidade en direccións aleatorias e que conteñen baixas cantidades de elementos pesados. Neste aspecto este tipo de galaxias presentan unha certa semellanza aos cúmulos globulares máis pequenos que elas.[72]

As maiores galaxias deste tipo son as xigantes elípticas. Crese que a formación das galaxias elípticas é debido á interacción de galaxias, resultando nunha colisión e nunha fusión das mesmas. Poden medrar ata tamaños enormes en comparación coas galaxias en espiral, e as xigantes elípticas adoitan atoparse preto do núcleo dos grandes cúmulos de galaxias.[73] As galaxias de gromos estelares son o resultado destas colisións e poden causar a formación dunha galaxia elíptica.[72]

Galaxias de capas

editar

As galaxias de capas son un tipo de galaxias elípticas nas que as estrelas presentes no halo da galaxia sitúanse en capas concéntricas. Ao redor dunha décima parte das galaxias elípticas teñen unha estrutura de capas, feito non observado nas galaxias en espiral. As investigacións sobre as estruturas en forma de capas indican que estas se desenvolven cando unha galaxia meirande absorbe a outra galaxia compañeira de menor tamaño. Cando os centros das dúas galaxias se achegan entre eles, comezan a oscilar ao redor dun punto central, e esta oscilación crea ondas gravitacionais que forman as capas de estrelas. Como exemplo, a galaxia NGC 3923 ten máis de vinte destas capas.[74][75]

Galaxias en espiral

editar
Artigos principais: Galaxia en espiral e Galaxia en espiral barrada.
 
NGC 5457, unha galaxia en espiral.

As galaxias en espiral presentan unha forma que semella a dun remuíño de estrelas que xiran ao redor dun bulbo central. Malia que as estrelas e demais material contido neste tipo de galaxias residen na súa maioría nun plano, a maioría da masa das galaxias en espiral existe nun halo case esférico de materia escura que se estende máis aló da compoñente visible, como demostra o concepto da curva de rotación universal.[76]

No esquema de clasificación do Hubble as galaxias en espiral lístanse como tipo S, seguidas dunha letra (a, b ou c) que indica o grao de axuste que presentan os brazos espirais e o tamaño do bulbo central. Nesta clasificación, as galaxias de tipo Sa teñen brazos xuntos entre si e pouco definidos, cunha rexión central relativamente grande, mentres que as de tipo Sc teñen brazos abertos ben definidos e unha rexión central pequena.[77] As galaxias con brazos pouco definidos denomínanse en ocasións galaxias en espiral floculares, mentres que as que teñen os brazos espirais ben definidos chámanse galaxias en espiral de gran deseño.[78] Segundo un estudo do International Centre for Radio Astronomy Research de Perth, o motivo de que algunhas galaxias en espiral sexan grosas e teñan grandes bulbos centrais mentres que outras sexan discos planos deberíase á diferenza na velocidade de rotación de cada tipo de galaxia.[79]

Neste tipo de galaxias os brazos espirais teñen unha forma aproximada de espiral logarítmica, padrón que se demostra de forma teórica como causa dunha perturbación nunha masa uniforme de estrelas rotatorias. Ao igual que as estrelas, os brazos espirais rotan a redor do centro, pero a unha velocidade angular constante. Estes brazos considéranse zonas de materia de alta densidade, ou "ondas de densidade".[80] Segundo as estrelas se moven a través dun brazo, a velocidade espacial de cada sistema estelar modifícase pola forza gravitacional da maior densidade. Os brazos son visibles debido a que a alta densidade facilita a formación de estrelas, polo que neles residen moitas estrelas novas e brillantes.[81]

Galaxias en espiral barradas

editar
 
NGC 1300, unha galaxia en espiral barrada.

Unha gran maioría das galaxias en espiral, incluíndo a Vía Láctea, teñen unha banda central linear en forma de barra que se estende dende o núcleo cara ao exterior ata que se une á estrutura de brazos espirais.[82] No esquema de clasificación Hubble estas galaxias en espiral barradas desígnanse co identificador SB, seguido dunha letra minúscula (a, b ou c) que indica a forma dos brazos espirais, de forma semellante á categorización das galaxias en espiral normais. As conxecturas sobre a formación destas "barras" indican que serían estruturas temporais que se dan como resultado dunha onda de densidade que irradia cara ao exterior do núcleo ou ben debidas á interacción de mareas con outra galaxia.[83] Moitas das galaxias en espiral barradas son galaxias activas, posiblemente como resultado dun proceso de canalización de gas a través dos brazos cara ao núcleo.[84]

A propia Vía Láctea é unha galaxia en espiral barrada, con forma de disco. Mide uns 30 000 parsecs de diámetro e ten un ancho de 1000 parsecs. Contén ao redor de 200 000 millóns (2×1011) de estrelas, e ten unha masa total aproximada de 600 000 millóns (6×1011) de veces a masa do Sol.[85][86][87]

Outras morfoloxías

editar
 
O Obxecto de Hoag, unha galaxia en anel.
 
NGC 5866, unha galaxia lenticular.
  • As galaxias peculiares son formacións galácticas que desenvolven propiedades pouco habituais por mor das interaccións de mareas con outras galaxias. Un exemplo deste tipo son as galaxias en anel, que adoitan ter unha estrutura de estrelas en forma de anel e un medio interestelar que rodean un núcleo baleiro. As hipóteses modernas indican que estas galaxias en anel fórmanse cando unha galaxia máis pequena atravesa o núcleo dunha galaxia en espiral.[88] Un evento deste tipo podería ter afectado a galaxia de Andrómeda xa que cando esta se observa baixo radiación infravermella pódese apreciar nela unha estrutura de aneis múltiples.[89]
  • As galaxias lenticulares son formacións intermedias que posúen propiedades tanto das galaxias en espiral coma das elípticas. Dentro do esquema Hubble clasifícanse como S0 (as galaxias lenticulares barradas clasifícanse como SB0), e posúen unha serie de brazos espirais pouco definidos cun halo de estrelas elíptico.[90]
  • As galaxias irregulares son galaxias que non se poden clasificar directamente dentro das morfoloxías en espiral ou elípticas. As clasificadas como Irr-I amosan indicios dunha estrutura pero non se aliñan o suficiente ao esquema de clasificación Hubble. As clasificadas como Irr-II non posúen ningunha estrutura definida que se asemelle á clasificación Hubble, e probablemente sexan produto dunha disrupción.[91]
  • As galaxias ultradifusas (UDG) son galaxias cunha densidade extremadamente baixa. As galaxias deste tipo poden chegar a ser do mesmo tamaño que a Vía Láctea pero cunha conta visible de estrelas de tan só o 1% desta. A falta de luminosidade débese á falta de gas que forme novas estrelas na galaxia, o que resulta nunha poboación estelar vella nas mesmas.[92]

Galaxias ananas

editar
Artigo principal: Galaxia anana.

Malia prominencia das grandes galaxias en espiral e elípticas, a maioría das galaxias presentes no Universo son galaxias ananas. Estas galaxias son relativamente pequenas en comparación con outras formacións, cun tamaño dunha centésima parte da Vía Láctea, e contendo tan só uns poucos miles de millóns de estrelas cada unha. As galaxias ananas ultra compactas foron descubertas a comezos do século XXI e teñen unha lonxitude de tan só 100 parsecs.[93]

Moitas das galaxias ananas orbitan unha única galaxia maior. A Vía Láctea ten polo menos unha ducia destas galaxias satélite, aínda que as estimacións indican que en realidade hai varios centos máis de galaxias satélite da Vía Láctea aínda por descubrir.[94] As galaxias ananas tamén se clasifican como elípticas, en espiral ou irregulares. Debido a que as ananas elípticas apenas presentan semellanzas coas grandes elípticas, a miúdo denomínanse galaxias ananas esferoides no seu lugar.[95][96]

Un estudo de 27 galaxias veciñas da Vía Láctea indicou que en tódalas galaxias ananas a masa central é de aproximadamente 10 millóns de veces a masa solar, independentemente de se a galaxia posúe miles ou millóns de estrelas. Isto contribúe á hipótese de que as galaxias están formadas na súa maioría por materia escura, e que o tamaño mínimo destas indica a existencia dunha especie de materia escura morna non coalescente a pequena escala.[97]

Outros tipos de galaxias

editar

Galaxias en interacción

editar
Artigo principal: Interacción de galaxias.
 
As Galaxias Antennae, dúas galaxias en interacción.

As interaccións entre galaxias son relativamente frecuentes e poden chegar a ter un papel importante na evolución das mesmas. A aproximación dunha galaxia a outra sen chegar a producir unha colisión pode provocar distorsións nas mesmas debido a interaccións de mareas, e pode causar un intercambio de gas e po entre elas. As colisións ocorren cando dúas galaxias pasan directamente a través unha da outra e posúen un momento relativo suficiente para non fusionarse. Polo xeral as estrelas das galaxias en interacción non coliden entre elas, pero os gases interestelares e o po cósmico de ámbalas dúas si interactúan, desencadeando en ocasións a formación de novas estrelas. Estas colisións poden distorsionar severamente a forma das galaxias, formando barras, aneis ou estruturas en forma de colas.[98][99][100]

No caso das fusións galácticas, o momento relativo das dúas galaxias en interacción non é suficiente como para permitir que se atravesen a unha á outra. No seu lugar as dúas galaxias fusiónanse de forma gradual para formar unha única galaxia meirande. As fusións poden dar lugar a cambios significantes na morfoloxía en comparación coa das galaxias orixinais. Nos casos nos que unha das galaxias é moito maior ca outra, o resultado da fusión coñécese como "canibalismo". Neste tipo de situacións a galaxia maior mantense relativamente intacta trala fusión, mentres que a galaxia máis pequena ráchase en pedazos. A Vía Láctea atópase actualmente en proceso de canibalizar a galaxia anana elíptica Sagittarius e a galaxia anana Canis Major.[98][99][100][101]

Galaxias de gromo estelar

editar
Artigo principal: Galaxia de gromo estelar.
 
Messier 82, unha galaxia de gromo estelar.

As estrelas fórmanse dentro das galaxias dende unha reserva de gas frío que forma nubes moleculares xigantes. As observacións dalgunhas galaxias amosaron que algunhas delas forman estrelas a un gran ritmo. Este tipo de galaxias coñécense como galaxias de gromo estelar (en inglés: starbust). No caso de prolongarse este elevado ritmo de formación, estas galaxias consumirían a súa reserva de gas nun período de tempo menor que a esperanza de vida das propias galaxias, polo que esta actividade de gromo estelar adoita durar só ao redor de dez millóns de anos, un período de tempo relativamente breve para unha galaxia. As galaxias de gromo estelar eran máis comúns nos comezos da historia do Universo,[102] e estímase que actualmente contribúen nun 15% da produción total de estrelas.[103]

As galaxias de gromo estelar caracterízanse por ter concentracións de po cósmico e gases, e pola aparición de estrelas de nova formación, incluíndo estrelas masivas que ionizan as nubes próximas a elas creando rexións H II.[104] Estas estrelas masivas producen explosións de supernovas, que dan como resultado a expansión dos restos destas supernovas que interactúan cos gases que se atopan ao seu arredor. Isto comeza unha reacción en cadea de formación de estrelas que se estende a través de toda a rexión gasosa. A actividade de gromo estelar remata cando o gas dispoñible se dispersa ou se consome case por completo.[102]

Os gromos estelares adoitan asociarse coas galaxias en interacción ou en proceso de fusión. O exemplo prototípico destas interaccións é a galaxia M82, que experimentou un encontro coa meirande M81. As galaxias irregulares tamén adoitan posuír rexións de actividade de gromo estelar.[105]

Galaxias de núcleo activo

editar
Artigo principal: Galaxia de núcleo activo.
 
Emisión dun chorro de partículas dende o núcleo da galaxia M87.

Unha porción das galaxias visibles clasifícanse como activas. Nestas galaxias unha parte significativa da emisión total de enerxía da galaxia procede dunha fonte diferente ás estrelas, po e os gases.[106]

O modelo estándar para os núcleos de galaxias activas baséase nun disco de acreción que se forma ao redor dun burato negro supermasivo na rexión do núcleo. A radiación dun núcleo galáctico activo é a resultante da enerxía gravitacional da materia ao caer dende o disco ata o burato negro.[107] Aproximadamente nun 10% destes obxectos prodúcense un par de chorros de enerxía diametralmente opostos que emiten partículas dende o núcleo a velocidades próximas a velocidade da luz. O mecanismo que produce estes chorros non se coñece con exactitude.[108]

As galaxias activas que emiten radiación de grande enerxía na forma de raios X clasifícanse como galaxias Seyfert ou quásares dependendo da súa luminosidade.[109]

Blazars

editar
Artigo principal: Blazar.

Os blazars son galaxias activas con chorros relativistas que apuntan en dirección á Terra. Unha radiogalaxia emite frecuencias de radio dende estes chorros relativistas. Existe un modelo unificado para este tipo de galaxias activas que explica as súas diferenzas en base ao ángulo de visión do observador.[108]

LINERs

editar
Artigo principal: LINER.

As rexións de liñas de emisión nuclear de baixa ionización (LINERs polas súas siglas en inglés) teñen unha posible relación cos núcleos galácticos activos e cos gromos estelares. A emisión dende as galaxias de tipo LINER están dominadas por elementos de baixa ionización.[110] Aproximadamente un terzo das galaxias próximas á Vía Láctea conteñen núcleos de tipo LINER.[107][110][111]

Seyfert

editar
Artigo principal: Galaxia Seyfert.

As galaxias Seyfert son un dos dous grandes grupos de galaxias activas xunto aos quásares. Os núcleos destas galaxias son moi luminosos e emiten radiación electromagnética. Estas galaxias teñen un brillo superficial moi alto, e o seu espectro revela fortes liñas de emisión de alta ionización.[106] Malia estas propiedades as súas galaxias anfitrioas son de doada detección, ao contrario que no caso dos quásares.[112] As galaxias Seyfert suman ao redor dun 10% de tódalas galaxias coñecidas.[113] Cando se observan baixo un espectro de luz visible, a maioría destas galaxias teñen unha aparencia semellante ás galaxias en espiral, pero cando se estudan baixo outras lonxitudes de onda pode apreciarse como a luminosidade dos seus núcleos é equivalente á luminosidade de galaxias enteiras do tamaño da Vía Láctea.[114]

Quásares

editar
Artigo principal: Quásar.
 
Representación artística do quásar ULAS J1120+0641.

Os quásares (do inglés quasi-stellar radio sources 'fontes de radio cuasiestelares') son os obxectos de núcleo galáctico activo máis distantes e de maior enerxía coñecidos.[115] Os cuásars son extremadamente luminosos e foron identificados por primeira vez como fontes de enerxía electromagnética cun gran desprazamento cara ao vermello (redshift), incluíndo ondas de radio e luz visible, que inicialmente presentan máis semellanzas apreciables ás estrelas que ás galaxias.[116] A súa luminosidade pode chegar a ser cen veces maior que a da Vía Láctea.[117] A maioría dos quásares formáronse aproximadamente hai 12 000 millóns de anos, sendo a causa máis común desta formación as colisións entre galaxias.[118]

Galaxias infravermellas luminosas

editar
Artigo principal: Galaxia infravermella luminosa.

As galaxias infravermellas luminosas (LIRGs nas súas siglas en inglés) son galaxias con luminosidades superiores a 1011 L☉. As LIRGs son máis abundantes que as galaxias de gromo estelar, as galaxias Seyfert e os quásares a luminosidades comparables. Estas galaxias emiten máis enerxía na lonxitude de onda infravermella que no resto de lonxitudes de ondas combinadas.[119] As galaxias con luminosidades superiores a 1012 L☉ denomínanse "galaxias infravermellas ultraluminosas" (ULIRGs). Moitas das LIRGs e ULIRGs están sometidas a interaccións e disrupcións, e moitas delas xeran ao redor de 100 novas estrelas ao ano, o que contribúe ao seu gran nivel de luminosidade.[120]

Formación e evolución

editar
Artigo principal: Formación e evolución das galaxias.

Formación

editar
 
Impresión artística dunha galaxia nova acumulando material cósmico.

Os modelos cosmolóxicos modernos dos primeiros tempos do Universo están baseados na teoría do big-bang. Ao redor dos 300 000 anos despois deste evento, comezaron a formarse átomos de hidróxeno e helio nun evento chamado recombinación. Case todo o hidróxeno era neutro (non ionizado) e absorbía doadamente a luz, polo que aínda non se formaran estrelas nese momento. Como resultado disto, este período foi denominado "época escura". Foi a partir de flutuacións da densidade (ou irregularidades anisótropicas) nesta materia primordial como comezaron a aparecer estruturas maiores. Masas de materia bariónica comezaron a condensarse dentro dos halos de materia escura fría. Estas estruturas primordiais converteríanse finalmente nas galaxias que podemos ver na actualidade.[121][122]

No ano 2006 atopáronse evidencias da aparición temperá das galaxias cando se descubriu que a galaxia IOK-1 tiña un desprazamento cara ao vermello pouco corrente de 6,96, correspondente a uns 750 millóns de anos despois do big-bang, converténdoa na galaxia máis distante e primordial observable ata ese momento.[123] Mentres que algúns científicos teñen afirmado que outros obxectos (como a galaxia Abell 1835 IR1916) teñen maiores desprazamentos cara ao vermello e polo tanto vense nunha etapa máis temperá da evolución do Universo, as estimacións de idade e composición de IOK-1 establecéronse de forma máis fiable. En decembro do ano 2012 un equipo de astrónomos informou que a galaxia UDFj-39546284 era a galaxia máis distante coñecida, cun valor de desviación cara ao vermello de 11,9. Estímase que esta galaxia xa existía uns 380 millóns de anos tras o big-bang (hai uns 13 200 millóns de anos), e atópase a uns 13,42 mil millóns de anos luz de distancia da Terra.[124][125] En maio de 2015 a galaxia EGS-zs8-1 era a máis distante e antiga coñecida, formada 670 millóns de anos tralo big-bang. A luz procedente de EGS-zs8-1 tardou 13 000 millóns de anos en chegar á Terra, e atópase actualmente a 30 000 millóns de anos luz de distancia debido á expansión do Universo.[11][12][13] A existencia deste tipo de protogalaxias suxire que a súa formación tivo lugar na chamada "época escura".[121]

O proceso detallado polo cal se formaron as primeiras galaxias é unha das principais preguntas abertas da astrofísica. As teorías divídense en dúas categorías: de arriba cara a abaixo e de abaixo cara a arriba. Nas teorías de arriba cara a abaixo, como por exemplo no modelo ELS, as protogalaxias formáronse nun colapso simultáneo a grande escala que durou ao redor de cen millóns de anos.[126] Nas teorías de abaixo cara a arriba, como por exemplo no modelo SZ, pequenas estruturas como os cúmulos globulares formáronse primeiro e despois unha serie deste tipo de corpos formaron por acreción unha galaxia meirande.[127]

 
Vista do Hubble Extreme Deep Field en comparación co tamaño angular da Lúa.
 
Vista de 2012 do Hubble Extreme Deep Field.
 
Imaxe do Hubble Extreme Deep Field que amosa as galaxias maduras, case maduras (de 5 a 9 mil millóns de anos), e as protogalaxias de máis de 9 mil millóns de anos.

Unha vez que as protogalaxias comezaron a formarse e se contraeron, o primeiro halo de estrelas (chamadas estrelas de Poboación III) apareceu no seu interior. Estas estrelas estaban compostas case na súa totalidade por hidróxeno e helio, e podían ter sido masivas. Estas enormes estrelas consumiron rapidamente as súas reservas de combustible, converténdose en supernovas e liberando elementos pesados ao medio interestelar.[128] Esta primeira xeración de estrelas re-ionizou o hidróxeno neutral que as rodeaba, creando burbullas de espazo en expansión a través das que a luz podía viaxar de forma doada.[129]

En xuño de 2015 un equipo de astrónomos recadou evidencias da existencia de estrelas de Poboación III na galaxia Cosmos Redshift 7 a un valor de z = 6,60. Este tipo de estrelas existiron probablemente nos comezos do universo e poderían ter sido as que comezaron a produción de elementos químicos máis pesados có hidróxeno, necesarios para a formación posterior de planetas.[130][131]

Evolución

editar

Nos mil millóns de anos de formación dunha galaxia comezan a aparecer estruturas clave: cúmulos globulares, o burato negro central supermasivo, e un bulbo galáctico de estrelas de Poboación II pobres en metais. A creación dun burato negro supermasivo semella ter un papel fundamental regulando de xeito activo o crecemento das galaxias limitando a cantidade total de materia adicional engadida.[132] Durante esta época temperá as galaxias sométense a unha gran formación de estrelas.[133]

Durante os seguintes dous mil millóns de anos, a materia acumulada aséntase nun disco galáctico.[134] Unha galaxia continuará absorbendo material procedente de nubes de alta velocidade e galaxias ananas ao longo de toda súa vida.[135] Esta materia é principalmente hidróxeno e helio. O ciclo de nacemento e morte estelar aumenta lentamente a abundancia de elementos pesados, permitindo finalmente a formación de planetas.[136]

A evolución das galaxias pode verse afectada de forma significativa por interaccións e colisións. As fusións de galaxias foron comúns durante a primeira época do universo, na que a meirande parte das galaxias tiñan unha morfoloxía peculiar.[137] Tendo en conta as distancias existentes entre as estrelas, a gran maioría dos sistemas estelares pertencentes a galaxias en colisión non resultan afectados por esta interacción. Porén, a perda gravitacional do gas e po interestelar que forman os brazos en espiral produce unha longa serie de estrelas coñecidas como "colas de marea". Exemplos desas formacións poden verse en NGC 4676[138] ou nas Galaxias Antennae.[139]

Como exemplo desta interacción, a Vía Láctea e a próxima galaxia de Andrómeda están movéndose a unha cara á outra a uns 130 km/s, e dependendo dos movementos laterais, poderían colidir dentro duns cinco ou seis mil millóns de anos. Aínda que a Vía Láctea nunca chocou con outra galaxia tan grande como a de Andrómeda antes, si hai evidencias de diversas colisións con galaxias ananas máis pequenas.[140]

Estas interaccións a grande escala son pouco frecuentes, e a medida que pasa o tempo as fusións de dous sistemas do mesmo tamaño fanse menos comúns. As galaxias máis brillantes permaneceron practicamente sen cambios durante os últimos miles de millóns de anos, e a taxa neta de formación de estrelas probablemente chegou ao seu máximo hai dez mil millóns de anos.[141]

Tendencias futuras

editar

As galaxias en espiral como a Vía Láctea producen novas xeracións de estrelas cando teñen densas nubes moleculares de hidróxeno interestelar nos seus brazos.[142] As galaxias elípticas están xa en gran parte desprovistas deste gas, e polo tanto apenas forman novas estrelas.[143] A subministración de material para a formación de estrelas é finita, e unha vez que as estrelas converten as reservas dispoñibles de hidróxeno en elementos máis pesados, a formación de novas estrelas remata.[144][145]

Agárdase que a actual era de formación de estrelas continúe durante uns cen mil millóns de anos, e despois a "era estelar" perderá forza duns dez billóns a uns cen billóns de anos, cando as estrelas máis pequenas e con máis vida do Universo, as diminutas ananas vermellas, comecen a esvaecerse. Ao final da era estelar, as galaxias estarán compostas de obxectos compactos: ananas marróns, ananas brancas arrefriando ou xa frías ("ananas negras"), estrelas de neutróns e buratos negros. Finalmente, como resultado da relaxación gravitacional, todas as estrelas ou ben caerán en buratos negros centrais supermasivos ou serán expulsadas cara ao espazo intergaláctico como resultado de colisións.[144][146]

Estruturas a maior escala

editar
Véxase tamén: Filamento galáctico e Agrupación galáctica.

Os estudos do espazo profundo amosan que as galaxias adoitan atoparse en grupos e cúmulos. As galaxias solitarias que non teñan interactuado de forma significativa con outras galaxias de tamaño semellante durante os últimos mil millóns de anos son relativamente escasas. Só un 5% das galaxias estudadas observáronse como verdadeiramente illadas. Porén, estas formacións illadas poden ter interactuado e incluso fusionado con outras galaxias no pasado, e poden estar aínda orbitadas por galaxias satélites máis pequenas. As galaxias illadas poden producir estrelas a un ritmo maior có normal, xa que o gas que conteñen non resulta afectado por ningunha outra galaxia próxima a elas.[147]

 
Vista panorámica da distribución das galaxias máis aló da Vía Láctea.

Na maior escala posible o Universo está en continua expansión, o que resulta nun incremento na separación entre as galaxias individuais. As agrupacións entre galaxias superan esta expansión a escalas locais por medio da atracción gravitacional. Estas agrupacións formáronse nos comezos do Universo cando as diferentes masas de materia escura achegaron as súas respectivas galaxias entre elas e deron lugar a fusións e cúmulos a grande escala. Este proceso continuo de fusión, así como a afluencia de gas absorbido, quenta o medio intergaláctico dentro dun cúmulo ata temperaturas moi elevadas que poden acadar entre 30 e 100 megakelvins.[148] Aproximadamente entre o 70 e o 80% da masa dun cúmulo é en forma de materia escura, con entre un 10 e un 30% consistente neste gas quente, e a pequena porcentaxe restante en forma de galaxias.[149]

A maioría das galaxias están ligadas gravitacionalmente a unha serie doutras galaxias. Forman unha distribución xerárquica de tipo fractal de estruturas en cúmulo, sendo as asociacións máis pequenas grupos periódicos. Estes grupos son o tipo de cúmulo galáctico máis común e conteñen a maioría das galaxias e masas bariónicas do Universo.[150][151] Para manter a unión gravitacional nestes grupos cada galaxia membro debe ter unha velocidade suficientemente baixa para previr que se escape. De non existir a suficiente enerxía cinética, o grupo pode evolucionar cara a un menor número de galaxias por medio de fusións.[152]

Os cúmulos de galaxias compóñense de centos a miles de galaxias ligadas entre si pola gravidade.[153] Estes cúmulos adoitan estar dominados por unha única galaxia elíptica xigante, coñecida como a "galaxia de cúmulo máis brillante", que tras un tempo destrúe as galaxias satélite por mor da forza de mareas e engade a masa destas á súa propia.[154] Os supercúmulos conteñen decenas de miles de galaxias que se atopan en cúmulos, grupos, e en ocasións de forma individual. Na maior escala de supercúmulos as galaxias estrutúranse en forma de follas e filamentos que rodean amplas rexións baleiras.[155] Por riba desta escala o Universo ten unha aparencia isotrópica e homoxénea en tódalas direccións.[156]

A Vía Láctea forma parte da asociación denominada Grupo Local, un grupo de galaxias relativamente pequeno cun diámetro de aproximadamente un megaparsec. A Vía Láctea e a galaxia de Andrómeda son as dúas galaxias máis brillantes neste grupo, e a maioría das galaxias restantes son compañeiras ananas destas dúas.[157] O Grupo Local forma parte dunha estrutura en forma de nube do supercúmulo de Virgo, unha grande e extensa estrutura de grupos e cúmulos que se atopa centrada no Cúmulo de Virgo.[158] Así mesmo o Supercúmulo de Virgo forma parte do Complexo de Supercúmulos Pisces-Cetus, un filamento galáctico xigante.[159]

Observación por lonxitude de onda múltiple

editar
 
Imaxe ultravioleta da galaxia de Andrómeda. As rexións en azul conteñen estrelas novas supermasivas.

O pico de radiación da maioría de estrelas atópase no espectro visible, polo que a súa observación foi unha compoñente principal da astronomía óptica dende os seus comezos.[160] Esta parte do espectro tamén favorece a observación de rexións H II ionizadas e a distribucións dos brazos de po.[161]

O po presente no medio interestelar é opaco á luz visible. É máis transparente á luz infravermella remota, que permite observar as rexións interiores de nubes moleculares xigantes e núcleos galácticos con gran detalle.[162] A luz infravermella tamén se pode empregar para observar galaxias distantes con desvío cara ao vermello que se formaron nos comezos da historia do Universo. O vapor de auga e dióxido de carbono absorben unha parte do espectro infravermello, polo que se deben empregar telescopios localizados a unha grande altitude ou no espazo para a astronomía infravermella.[163][164]

O primeiro estudo non visual das galaxias, en particular das activas, fíxose empregando radiofrecuencias. A atmosfera da Terra resulta case transparente ás frecuencias de radio de entre 5 MHz e 30 GHz., e a ionosfera bloquea os sinais por debaixo deste rango.[165] Téñense empregado grandes interferómetros de radio para cartografar os chorros emitidos dende os núcleos activos. Os radiotelescopios poden empregarse tamén para observar o hidróxeno neutral incluíndo potencialmente a materia non ionizada nos comezos do Universo que posteriormente formaría as galaxias.[166]

Os telescopios ultravioletas e de raios X poden observar fenómenos galácticos de grande enerxía. Os lampos ultravioletas obsérvanse en ocasións cando unha estrela nunha galaxia distante se racha en anacos por mor das forzas de marea dun burato negro próximo a ela.[167] A distribución de gas quente nos cúmulos galácticos pode cartografarse por medio da astronomía por raios X, e a existencia de buratos negros supermasivos nos núcleos das galaxias confirmouse empregando este método.[168]

Notas

editar
Todas as referencias en inglés agás cando se indique o contrario
  1. ↑ Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge University Press. p. i. ISBN 0-521-59740-4. 
  2. ↑ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. (12 de agostos de 2006). "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". NASA. Arquivado dende o orixinal o 28 de marzo de 2020. Consultado o 17 de abril de 2007. 
  3. ↑ Meixide Figueiras, Cándido (coord.) (2016). Dicionario Secundaria e Bacharelato Cumio da lingua galega. Edicións do Cumio. ISBN 978-84-8289-519-2. 
  4. ↑ Uson, J. M.; Boughn, S. P.; Kuhn, J. R. (1990). "The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant". Science 250 (4980): 539–540. Bibcode:1990Sci...250..539U. doi:10.1126/science.250.4980.539. 
  5. ↑ Hoover, A. (16 de xuño de 2003). "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected". Hubble News Desk. Arquivado dende o orixinal o 20 de xullo de 2011. Consultado o 4 de marzo de 2011.  Baseado en:
  6. ↑ 6,0 6,1 Jarrett, T. H. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. Consultado o 9 de xaneiro de 2007. 
  7. ↑ Finley, D.; Aguilar, D. (2 de novembro de 2005). "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. Consultado o 10 de agosto de 2006. 
  8. ↑ Wall, Mike (5 de agosto de 2015). "Ancient Galaxy Is Most Distant Ever Found". Space.com. Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  9. ↑ "A new record: Keck Observatory measures most distant galaxy" (Nota de prensa). W. M. Keck Observatory. Astronomy Now. 6 de agosto de 2015. 
  10. ↑ Winkler, Mario De Leo (15 de xullo de 2015). "The Farthest Object in the Universe". Huffington Post. 
  11. ↑ 11,0 11,1 Oesch, P. A.; van Dokkum, P. G.; Illingworth, G. D.; Bouwens, R. J.; Momcheva, I.; Holden, B.; Roberts-Borsani, G. W.; Smit, R.; Franx, M.; Labbe, I.; Gonzalez, V.; Magee, D. (3 de maio de 2015). "A Spectroscopic Redshift Measurement for a Luminous Lyman Break Galaxy at z=7.730 using Keck/MOSFIRE" (PDF). The Astrophysical Journal Letters 804 (2). Bibcode:2015arXiv150205399O. arXiv:1502.05399. doi:10.1088/2041-8205/804/2/L30. 
  12. ↑ 12,0 12,1 "Astronomers unveil the farthest galaxy". Phys.org. 5 de maio de 2015. Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  13. ↑ 13,0 13,1 Borenstein, Seth (5 de maio de 2015). "Astronomers find farthest galaxy: 13.1 billion light-years". AP News. Arquivado dende o orixinal o 04 de marzo de 2016. Consultado o 6 de maio de 2015. 
  14. ↑ Wenz, John. "Look! Astronomers may have just discovered the most distant galaxy ever". Inverse (en inglés). Consultado o 2022-04-09. 
  15. ↑ Overbye, Dennis (2022-04-07). "Astronomers Find What Might Be the Most Distant Galaxy Yet". The New York Times (en inglés). ISSN 0362-4331. Consultado o 2022-04-09. 
  16. ↑ Gott III, J. R.; et al. (2005). "A Map of the Universe". Astrophysical Journal 624 (2): 463–484. Bibcode:2005ApJ...624..463G. arXiv:astro-ph/0310571. doi:10.1086/428890. 
  17. ↑ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". University of Cambridge. Consultado o 15 de xaneiro de 2007. 
  18. ↑ Waller, W. H.; Hodge, P. W. (2003). Galaxies and the Cosmic Frontier. Harvard University Press. p. 91. ISBN 0-674-01079-5. 
  19. ↑ Koneãn, Lubomír. "Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way" (PDF). Academy of Sciences of the Czech Republic. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 20 de xullo de 2006. Consultado o 5 de xaneiro de 2007. 
  20. ↑ "Galaxia". Dicionario da Real Academia Galega. Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  21. ↑ Rao, J. (2 de setembro de 2005). "Explore the Archer's Realm". Space.com. Consultado o 3 de xaneiro de 2007. 
  22. ↑ Plutarco (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Echo Library. p. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. 
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 Montada, J. P. (28 de setembro de 2007). "Ibn Bajja". The Stanford Encyclopedia of Philosophy. Consultado o 11 de xullo de 2008. 
  24. ↑ 24,0 24,1 Heidarzadeh, T. (2008). A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple. Springer. pp. 23-25. ISBN 1-4020-8322-X. 
  25. ↑ Mohamed, M. (2000). Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM. pp. 49–50. ISBN 983-52-0157-9. OCLC 48759017. 
  26. ↑ Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B. (2005). "Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography" (PDF). The Education and Training in Optics and Photonics Conference. Consultado o 8 de xullo de 2008. 
  27. ↑ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. "Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni". MacTutor History of Mathematics archive. University of St Andrews. Consultado o 4 de xaneiro de 2016. .
  28. ↑ Al-Biruni (2004). The Book of Instruction in the Elements of the Art of Astrology. R. Ramsay Wright (trad.). Kessinger Publishing. p. 87. ISBN 0-7661-9307-1. 
  29. ↑ Livingston, J. W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society 91 (1): 96–103. JSTOR 600445. doi:10.2307/600445. 
  30. ↑ Gingerich, O. (1987). "The Mysterious Nebulae-1610-1924". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 81 (4): 113. Bibcode:1987JRASC..81..113G. 
  31. ↑ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2002). "Galileo Galilei". MacTutor History of Mathematics archive. University of St Andrews. Consultado o 8 de xaneiro de 2007. .
  32. ↑ Wright, Thomas (1750). An Original Theory or New Hypothesis of the Universe. Londres: H. Chapelle. pp. 48–. 
  33. ↑ 33,0 33,1 33,2 33,3 Evans, J. C. (24 de novembro de 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Arquivado dende o orixinal o 14 de abril de 2016. Consultado o 4 de xaneiro de 2007. 
  34. ↑ Kant, Immanuel (1755). Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (en alemán). Johann Friederich Petersen. 
  35. ↑ Hershel, William (1 de xaneiro de 1785). "On the Construction of the Heavens" (PDF). Phil. Trans. R. Soc. Lond. 75: 213–266. doi:10.1098/rstl.1785.0012. 
  36. ↑ Paul, E. R. (1993). The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924. Cambridge University Press. pp. 16–18. ISBN 0-521-35363-7. 
  37. ↑ Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society 31: 1479. Bibcode:1999AAS...195.7409T. 
  38. ↑ Levy, David H. (2001). David Levy's Guide to the Night Sky. Cambridge University Press. p. 41. ISBN 9780521797535. 
  39. ↑ Liu, Charles (2013). The Handy Astronomy Answer Book. Visible Ink Press. p. 200. ISBN 9781578594801. 
  40. ↑ 40,0 40,1 Kepple, G. R.; Sanner, G. W. (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell. p. 18. ISBN 0-943396-58-1. 
  41. ↑ "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". The Messier Catalog. Observatoire de Paris. Consultado o 19 de abril de 2007. 
  42. ↑ "The Large Magellanic Cloud, LMC". The Messier Catalog. Observatoire de Paris. Consultado o 19 de abril de 2007. 
  43. ↑ Dyson, F. (1979). Disturbing the Universe. Pan Books. p. 245. ISBN 0-330-26324-2. 
  44. ↑ Cheng, Ta-Pei (2015). A College Course on Relativity and Cosmology. OUP Oxford. p. 158. ISBN 9780191060847. 
  45. ↑ "William Rosse". The genius of the Parsons family. Consultado o 5 de xaneiro de 2016. 
  46. ↑ Slipher, V. M. (1913). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. 
  47. ↑ Slipher, V. M. (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S. 
  48. ↑ Curtis, H. D. (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128. 
  49. ↑ Weaver, H. F. "Robert Julius Trumpler". United States National Academy of Sciences. Consultado o 5 de xaneiro de 2007. 
  50. ↑ Öpik, E. (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680. 
  51. ↑ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167. 
  52. ↑ Sandage, A. (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6): 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Consultado o 8 de xaneiro de 2007. 
  53. ↑ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. Arquivado dende o orixinal o 29 de maio de 2012. Consultado o 5 de xaneiro de 2007. 
  54. ↑ López-Corredoira, M.; et al. (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics 373 (1): 139–152. Bibcode:2001A&A...373..139L. arXiv:astro-ph/0104307. doi:10.1051/0004-6361:20010560. 
  55. ↑ Malphrus, Benjamin K. (1996). The history of radio astronomy and the National Radio Astronomy Observatory: evolution toward big science. Krieger Publishing Company. p. 132. ISBN 9780894648410. 
  56. ↑ Rubin, V. C. (1983). "Dark matter in spiral galaxies". Scientific American 248 (6): 96–106. Bibcode:1983SciAm.248...96R. doi:10.1038/scientificamerican0683-96. 
  57. ↑ Rubin, V. C. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (772): 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573. 
  58. ↑ Alexeev, Boris V. (2015). Unified Non-Local Theory of Transport Processes: Generalized Boltzmann Physical Kinetics. Elsevier. p. 425-431. ISBN 9780444634870. 
  59. ↑ McCulloch, Michael Edward (2014). Physics from the Edge: A New Cosmological Model for Inertia. World Scientific. pp. 81-84. ISBN 9789814596275. 
  60. ↑ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. 17 de outubro de 1994. Consultado o 8 de xaneiro de 2007. 
  61. ↑ "How many galaxies are there?". NASA. 27 de novembro de 2002. Consultado o 8 de xaneiro de 2007. 
  62. ↑ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12. Bibcode:1999astro.ph.10572K. arXiv:astro-ph/9910572. doi:10.1071/AS00006. 
  63. ↑ Madore, B. F. (7 de xullo de 1999). "Named Galaxies". Level 5 - A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology. NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  64. ↑ Jones, Bernard J.T. (1992). "The Large Scale Structure of the Universe". En Sánchez, F.; Collados, M.; Rebolo, R. Observational and Physical Cosmology. Cambridge University Press. p. 200. ISBN 9780521419963. 
  65. ↑ "Naming of Astronomical Objects". International Astronomical Union (IAU). Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  66. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (12 de agosto de 2011). "Charles Messier's Catalog of Nebulae and Star Clusters". The Messier Catalog. Consultado o 4 de xaneiro de 2016. 
  67. ↑ Corwin, H.G. Jr. (12 de outubro de 1999). "The NGC/IC Project: An Historical Perspective". The NGC/IC Project. Arquivado dende o orixinal o 10 de maio de 2012. Consultado o 22 de abril de 2012. 
  68. ↑ Véxase:
    • Dreyer, J. L. E. (1895). "Index Catalogue of Nebulae found in the years 1888 to 1894, with Notes and Corrections to the New General Catalogue". Memoirs of the Royal Astronomical Society 51: 185–228. Bibcode:1895MmRAS..51..185D. 
    • Dreyer, J. L. E. (1908). "Second Index Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars; containing objects found in the years 1895 to 1907, with Notes and Corrections to the New General Catalogue and to the Index Catalogue for 1888–94". Memoirs of the Royal Astronomical Society 59: 105–198. Bibcode:1910MmRAS..59..105D. 
    • Dreyer, J. L. E. (1912). "Corrections to the New General Catalogue resulting from the revision of Sir William Herschel's Three Catalogues of Nebulae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 73 (1): 37–40. Bibcode:1912MNRAS..73...37D. doi:10.1093/mnras/73.1.37. 
  69. ↑ Zwicky, F.; Herzog, E.; Wild, P.; Karpowicz, M.; Kowal, C. T. (1961). "Catalogue of galaxies and of clusters of galaxies, Vol. I". Pasadena: California Institute of Technology (CIT). Bibcode:1961cgcg.book.....Z. 
  70. ↑ Vorontsov-Vel'Yaminov, B. A.; Arkhipova, V. P. (1962). "Morphological catalogue of galaxies. Part 1.". Bibcode:1962MCG...C01....0V. 
  71. ↑ Nilson, P. (1973). "Uppsala general catalogue of galaxies: data for 12, 921 galaxies north of δ=-2o30'". Nova acta Regiae Societatis scientiarum Upsaliensis. 5 (1). ISSN 0346-6523. 
  72. ↑ 72,0 72,1 Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. Arquivado dende o orixinal o 29 de xullo de 2012. Consultado o 8 de xuño de 2006. 
  73. ↑ "Galaxies". Cornell University. 20 de outubro de 2005. Arquivado dende o orixinal o 29 de xuño de 2014. Consultado o 10 de agosto de 2006. 
  74. ↑ Quinn, P.J.; Hernquist, Lars (1987). De Zeeuw, Tim, ed. "Shells and the Potential Wells of Elliptical Galaxies". Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies. International Astronimical Union (Springer) 127: 249–260. ISBN 978-90-277-2586-8. doi:10.1007/978-94-009-3971-4_21. 
  75. ↑ Schmidt, Judy. "Galactic onion". Hubble Space Telescope. Arquivado dende o orixinal o 06 de agosto de 2020. Consultado o 11 de maio de 2015. 
  76. ↑ Williams, M. J.; Bureau, M.; Cappellari, M. (2009). "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 400 (4): 1665. Bibcode:2009MNRAS.400.1665W. arXiv:0909.0680. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x. 
  77. ↑ Smith, G. (6 de marzo de 2000). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Arquivado dende o orixinal o 10 de xullo de 2012. Consultado o 30 de novembro de 2006. 
  78. ↑ Van den Bergh, S. (1998). Galaxy Morphology and Classification. Cambridge University Press. p. 17. ISBN 0-521-62335-9. 
  79. ↑ "Fat or flat: Getting galaxies into shape". phys.org. 27 de febreiro de 2014. Consultado o 5 de xaneiro de 2016. 
  80. ↑ Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press. pp. 65–85. ISBN 0-262-02396-2. 
  81. ↑ Belkora, L. (2003). Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way. CRC Press. p. 355. ISBN 0-7503-0730-7. 
  82. ↑ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201. 
  83. ↑ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392 (1): 83–102. Bibcode:2002A&A...392...83B. arXiv:astro-ph/0206273. doi:10.1051/0004-6361:20020920. 
  84. ↑ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 337 (3): 808–828. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. arXiv:astro-ph/0207258. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x. 
  85. ↑ Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters 379 (2): L44–L47. Bibcode:2001A&A...379L..44A. arXiv:astro-ph/0110491. doi:10.1051/0004-6361:20011487. 
  86. ↑ Sanders, R. (9 de xaneiro de 2006). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UC Berkeley News. Consultado o 24 de maio de 2006. 
  87. ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B. 
  88. ↑ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G. 
  89. ↑ "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Nota de prensa). European Space Agency. 14 de outubro de 1998. Arquivado dende o orixinal o 28 de agosto de 1999. Consultado o 24 de maio de 2006. 
  90. ↑ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 31 de maio de 2004. Arquivado dende o orixinal o 07 de setembro de 2006. Consultado o 6 de decembro de 2006. 
  91. ↑ Barstow, M. A. (2005). "Irregular Galaxies". University of Leicester. Arquivado dende o orixinal o 27 de febreiro de 2012. Consultado o 5 de decembro de 2006. 
  92. ↑ Stony Brook University (22 de xuño de 2015). "Astronomers discover 854 ultra-dark galaxies in the famous Coma Cluster". ScienceDaily. Consultado o 5 de xaneiro de 2016. 
  93. ↑ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". Astrophysical Journal 560 (1): 201–206. Bibcode:2001ApJ...560..201P. arXiv:astro-ph/0106377. doi:10.1086/322517. 
  94. ↑ Groshong, K. (24 de abril de 2006). "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". New Scientist. Consultado o 10 de xaneiro de 2007. 
  95. ↑ Van Den Bergh, Sidney (2008). "Globular clusters and dwarf spheroidal galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 385 (1): L20–L22. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. 
  96. ↑ Kormendy, J.; Fisher, D. B.; Cornell, M. E.; Bender, R. (2009). "Structure and formation of elliptical and spheroidal galaxies". The Astrophysical Journal Supplement Series 182 (1): 216. 
  97. ↑ Schirber, M. (27 de agosto de 2008). "No Slimming Down for Dwarf Galaxies". ScienceNOW. Consultado o 27 de agosto de 2008. 
  98. ↑ 98,0 98,1 Schiller, Jon (2010). Big Bang & Black Holes. CreateSpace. pp. 172–176. ISBN 9781452865522. 
  99. ↑ 99,0 99,1 "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. Arquivado dende o orixinal o 09 de maio de 2006. Consultado o 19 de decembro de 2006. 
  100. ↑ 100,0 100,1 "Interacting Galaxies". Swinburne University. Consultado o 19 de decembro de 2006. 
  101. ↑ Hausman, M. A.; Ostriker, J. P. (1 de setembro de 1978). "Galactic cannibalism. III - The morphological evolution of galaxies and clusters". Astrophysical Journal 224: 320–336. Bibcode:1978ApJ...224..320H. doi:10.1086/156380. 
  102. ↑ 102,0 102,1 "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 de agosto de 2006. Consultado o 10 de agosto de 2006. 
  103. ↑ Kennicutt, Robert C., Jr.; Lee, Janice C.; Funes, José G.; Sakai, Shoko; Akiyama, Sanae (6-10 de setembro de 2004). de Grijs, R.; González Delgado, R.M., eds. Demographics and Host Galaxies of Starbursts. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies 329 (Cambridge, Reino Unido: Springer). p. 187. Bibcode:2005sdlb.proc..187K. 
  104. ↑ Smith, G. (13 de xullo de 2006). "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Arquivado dende o orixinal o 07 de xullo de 2012. Consultado o 10 de agosto de 2006. 
  105. ↑ Keel, B. (2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. Consultado o 11 de decembro de 2006. 
  106. ↑ 106,0 106,1 Peterson, Bradley M. (1997). An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 9780521479110. 
  107. ↑ 107,0 107,1 Keel, W. C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. Consultado o 6 de decembro de 2006. 
  108. ↑ 108,0 108,1 Lochner, J.; Gibb, M. "A Monster in the Middle". NASA. Consultado o 20 de decembro de 2006. 
  109. ↑ Hanslmeier, Arnold (2008). Habitability and Cosmic Catastrophes. Advances in Astrobiology and Biogeophysics (Springer Science & Business Media). p. 184. ISBN 9783540769453. 
  110. ↑ 110,0 110,1 Heckman, T. M. (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H. 
  111. ↑ Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 487 (2): 568–578. Bibcode:1997ApJ...487..568H. arXiv:astro-ph/9704108. doi:10.1086/304638. 
  112. ↑ Petrov, G. T., ed. (2004). "Active Galaxy Nuclei". Bulgarian Academy of Sciences/Institute of Astronomy. Consultado o 9 de decembro de 2013. 
  113. ↑ Maiolino, R.; Rieke, G. H. (1995). "Low-Luminosity and Obscured Seyfert Nuclei in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal 454: 95–105. Bibcode:1995ApJ...454...95M. doi:10.1086/176468. 
  114. ↑ Soper, D. E. "Seyfert Galaxies". University of Oregon. Arquivado dende o orixinal o 23 de outubro de 2013. Consultado o 11 de outubro de 2013. 
  115. ↑ Antonucci, Robert (1993). "Unified models for active galactic nuclei and quasars". Annual review of astronomy and astrophysics 31: 473–521. Bibcode:1993ARA&A..31..473A. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. 
  116. ↑ Madau, Piero; Ferguson, Henry C.; Dickinson, Mark E.; Giavalisco, Mauro; Steidel, Charles C.; Fruchter, Andrew (1996). "High-redshift galaxies in the Hubble Deep Field: colour selection and star formation history to z ∼ 4". MNRAS 283 (4): 1388–1404. doi:10.1093/mnras/283.4.1388. 
  117. ↑ "The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C 273". The Astrophysics Journal 140: 1. Bibcode:1964ApJ...140....1G. doi:10.1086/147889. 
  118. ↑ "Hubble Sees the 'Teenage Years' of Quasars". HubbleSite. 18 de xuño de 2015. Arquivado dende o orixinal o 12 de agosto de 2015. Consultado o 19 de xuño de 2015. 
  119. ↑ Sanders, D. B.; Mirabel, I. F. (1996). "Luminous Infrared Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 34: 749–792. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.749. 
  120. ↑ Springel, Volker (2000). "Modelling star formation and feedback in simulations of interacting galaxies". MNRAS 312 (4): 859–879. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03187.x. 
  121. ↑ 121,0 121,1 "Search for Submillimeter Protogalaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 18 de novembro de 1999. Arquivado dende o orixinal o 25 de marzo de 2008. Consultado o 10 de xaneiro de 2007. 
  122. ↑ Firmani, C.; Avila-Reese, V. (2003). "Physical processes behind the morphological Hubble sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 17: 107–120. Bibcode:2003RMxAC..17..107F. arXiv:astro-ph/0303543. 
  123. ↑ McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443 (7108): 151–152. Bibcode:2006Natur.443..151M. PMID 16971933. doi:10.1038/443151a. 
  124. ↑ Wall, Mike (12 de decembro de 2012). "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen". Space.com. Consultado o 12 de decembro de 2012. 
  125. ↑ "Cosmic Detectives". ESA. 2 de abril de 2013. Consultado o 15 de abril de 2013. 
  126. ↑ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". Reports on Progress in Physics 136: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433. 
  127. ↑ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499. 
  128. ↑ Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. Bibcode:2002ApJ...567..532H. arXiv:astro-ph/0107037. doi:10.1086/338487. 
  129. ↑ Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. Bibcode:2001PhR...349..125B. arXiv:astro-ph/0010468. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. 
  130. ↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 de xuño de 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation" (PDF). The Astrophysical Journal. Consultado o 17 de xuño de 2015. 
  131. ↑ Overbye, Dennis (17 de xuño de 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". New York Times. Consultado o 17 de xuño de 2015. 
  132. ↑ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. 9 de febreiro de 2005. Arquivado dende o orixinal o 04 de xuño de 2012. Consultado o 7 de xaneiro de 2007. 
  133. ↑ Massey, R. (21 de abril de 2007). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young Universe" (Nota de prensa). Royal Astronomical Society. Arquivado dende o orixinal o 15 de novembro de 2013. Consultado o 7 de xaneiro de 2016. 
  134. ↑ Noguchi, M. (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. Bibcode:1999ApJ...514...77N. arXiv:astro-ph/9806355. doi:10.1086/306932. 
  135. ↑ Rix, H. W.; Franx, M.; Fisher, D.; Illingworth, G. "NGC 4550 - A laboratory for testing galaxy formation". Astrophysical Journal 400 (1): L5–L8. Bibcode:1992ApJ...400L...5R. ISSN 0004-637X. 
  136. ↑ Gonzalez, G. (17-21 de marzo de 1997). The Stellar Metallicity — Planet Connection. Brown dwarfs and extrasolar planets, Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz, Tenerife. p. 431. Bibcode:1998bdep.conf..431G. 
  137. ↑ Conselice, C. J. (2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41. doi:10.1038/scientificamerican0207-34. 
  138. ↑ Ford, H.; et al. (30 de abril de 2002). "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe". Hubble News Desk. Consultado o 8 de maio de 2007. 
  139. ↑ Struck, C. (1999). "Galaxy Collisions". Physics Reports 321: 1. Bibcode:1999PhR...321....1S. arXiv:astro-ph/9908269. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. 
  140. ↑ Wong, J. (14 de abril de 2000). "Astrophysicist maps out our own galaxy's end". University of Toronto. Arquivado dende o orixinal o 08 de xaneiro de 2007. Consultado o 11 de xaneiro de 2007. 
  141. ↑ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S. (2007). "The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564. Bibcode:2007MNRAS.378.1550P. arXiv:astro-ph/0608531. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. 
  142. ↑ Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. Bibcode:1994ApJ...435...22K. doi:10.1086/174790. 
  143. ↑ Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:1998astro.ph..8266K. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839. 
  144. ↑ 144,0 144,1 Adams, Fred; Laughlin, Greg (13 de xullo de 2006). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. Arquivado dende o orixinal o 31 de xullo de 2012. Consultado o 16 de xaneiro de 2007. 
  145. ↑ "Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'". Astronomical Society of the Pacific. Consultado o 14 de maio de 2015. 
  146. ↑ Pobojewski, S. (21 de xaneiro de 1997). "Physics offers glimpse into the dark side of the Universe". University of Michigan. Arquivado dende o orixinal o 04 de xuño de 2012. Consultado o 13 de xaneiro de 2007. 
  147. ↑ McKee, M. (7 de xuño de 2005). "Galactic loners produce more stars". New Scientist. Arquivado dende o orixinal o 11 de setembro de 2012. Consultado o 15 de xaneiro de 2007. 
  148. ↑ "Groups & Clusters of Galaxies". NASA/Chandra. Consultado o 15 de xaneiro de 2007. 
  149. ↑ Ricker, P. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center. Arquivado dende o orixinal o 05 de agosto de 2012. Consultado o 27 de agosto de 2008. 
  150. ↑ Dahlem, M. (24 de novembro de 2006). "Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Arquivado dende o orixinal o 13 de xuño de 2007. Consultado o 15 de xaneiro de 2007. 
  151. ↑ Ponman, T. (25 de febreiro de 2005). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Arquivado dende o orixinal o 15 de febreiro de 2009. Consultado o 15 de xaneiro de 2007. 
  152. ↑ Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. Bibcode:2000ApJ...540...45G. arXiv:astro-ph/0004149. doi:10.1086/309314. 
  153. ↑ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. Consultado o 22 de xaneiro de 2015. 
  154. ↑ Dubinski, J. (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. Bibcode:1998ApJ...502..141D. arXiv:astro-ph/9709102. doi:10.1086/305901. Arquivado dende o orixinal o 14 de maio de 2011. Consultado o 07 de xaneiro de 2016. 
  155. ↑ Bahcall, N. A. (1988). "Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 26 (1): 631–686. Bibcode:1988ARA&A..26..631B. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. 
  156. ↑ Mandolesi, N.; et al. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. 
  157. ↑ van den Bergh, S. (2000). "Updated Information on the Local Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): 529–536. Bibcode:2000PASP..112..529V. arXiv:astro-ph/0001040. doi:10.1086/316548. 
  158. ↑ Tully, R. B. (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal 257: 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999. 
  159. ↑ Tully, R. B. (1986). "Alignment of clusters and galaxies on scales up to 0.1 C". The Astrophysical Journal 303: 25–38. Bibcode:1986ApJ...303...25T. doi:10.1086/164049. 
  160. ↑ Schilling, Govert; Christensen, Lars Lindberg (2011). Eyes on the Skies: 400 Years of Telescopic Discovery. John Wiley & Sons. ISBN 9783527657056. 
  161. ↑ Israel, F. P.; Habing, H. J.; de Jong, T. "Aperture synthesis observations of H II regions. I. A group of H II regions around l = 111". Astronomy and Astrophysics 27: 143–160. Bibcode:1973A&A....27..143I. 
  162. ↑ "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. Arquivado dende o orixinal o 30 de decembro de 2006. Consultado o 2 de xaneiro de 2007. 
  163. ↑ Allen Mamon, Gary; Thuan Trinh, Xuan (1997). Astronomie Extragalactique Dans L'infrarouge. Moriond series 97. Atlantica Séguier Frontières. p. 575. ISBN 9782863322260. 
  164. ↑ Kashlinsky, A. (2005). "Cosmic infrared background and early galaxy evolution". Physics Reports 409 (6): 361–438. doi:10.1016/j.physrep.2004.12.005. 
  165. ↑ "The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. Arquivado dende o orixinal o 29 de maio de 2012. Consultado o 10 de agosto de 2006. 
  166. ↑ "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible". ScienceDaily. 14 de decembro de 2006. Consultado o 2 de xaneiro de 2007. 
  167. ↑ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star". NASA. 5 de decembro de 2006. Arquivado dende o orixinal o 04 de xuño de 2012. Consultado o 2 de xaneiro de 2007. 
  168. ↑ Dunn, R. "An Introduction to X-ray Astronomy". Institute of Astronomy X-Ray Group. Consultado o 2 de xaneiro de 2007. 

Véxase tamén

editar

Bibliografía

editar

Outros artigos

editar

Ligazóns externas

editar
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxia&oldid=6896474»