Clasificación morfológica de galaxias
Los primeros pasos en el estudio de la estructura de las galaxias fueron el desarrollo de esquemas de clasificación. Edwin Hubble hizo una gran contribución a la astronomía desarrollando el primer esquema de clasificación, basado en la apariencia visual de las galaxias (Hubble 1926). El esquema de clasificación de Hubble presenta varios tipos morfológicos de galaxias que van desde galaxias elípticas, espirales normales, espirales con barra hasta irregulares.
Las espirales tanto normales como barradas, van de tipos tempranos (Sa o SBa para normales o barradas, respectivamente) a tardíos (Sc o SBc), es decir, van de masas totales muy grandes (las cuales se obtienen de modelos asociándoles una razón masa luminosidad determinada), bulbos masivos y brazos espirales muy cerrados y suaves a masas totales pequeñas, bulbos poco masivos y brazos espirales abiertos y con “filigrana” (Hubble 1926).
La secuencia de Hubble ha sido modificada y expandida a lo largo de la historia por otros astrónomos; los esquemas de clasificación que sucedieron al esquema de Hubble han servido para dar una clasificación más detallada de las galaxias, aunque los fundamentos se han mantenido relativamente sin cambios.
Galaxias espirales “normales”
En el esquema de Hubble fueron llamadas galaxias espirales normales a las galaxias espirales sin barra. Grosbol y colaboradores (2002) realizaron observaciones en la banda K de 30 galaxias, las cuales fueron clasificadas como espirales normales de observaciones en el visible.
La mayoría de las galaxias observadas en la banda K muestran un patrón espiral de dos brazos, de gran diseño y brazos simétricos (Grosbol 2002).
Las galaxias espirales normales están formadas por un fondo axisimétrico (bulbo, disco y halo) y una componente no axisimétrica (brazos espirales). Una de las características más prominentes de las galaxias de disco son los brazos espirales que le dan su nombre a las galaxias más abundantes del Universo, las galaxias espirales (éstas representan el 70% de las galaxias en general – van Den Bergh 1998).
Las galaxias espirales muestran grandes cantidades de gas y polvo en los brazos, en donde también se encuentra evidencia de formación estelar reciente. Se cree que la mayor parte de formación estelar se lleva a cabo en la región de los brazos espirales. Sin embargo, en estudios recientes realizados sobre la formación estelar en la región de los brazos y en la región interbrazo, se concluye que la formación estelar en la región interbrazo es significativa también, incluso en galaxias espirales de gran diseño (Foyle et al. 2010).
La masa de los brazos espirales es baja comparada con la masa total del disco (hasta el 5% máximo aproximadamente de la masa del disco, para una galaxia tipo Vía Láctea –Pichardo 2003). Sin embargo, su distribución de masa es tal que afecta severamente la dinámica orbital interna de las galaxias, produciendo órbitas periódicas de alta elipticidad, regiones resonantes e importantes regiones de caos en el plano galáctico.
Estructura no axisimétrica: brazos espirales
Los brazos espirales de una galaxia son más azules que el resto del disco y la emisión en H(alfa) (de las regiones HII) demuestra que los brazos son sitios de formación, la emisión en la banda roja, muestra que los brazos espirales parecen más suaves y más anchos, por lo que también los brazos espirales albergan estrellas de población vieja. Algunas galaxias presentan una estructura espiral de gran diseño, esto significa, que al observar a la galaxia en la banda B, el disco está dominado por dos brazos espirales. Desde el comienzo de los estudios de los brazos espirales, se han realizado estudios sistemáticos de la forma matemática para modelarlos. Danver (1942) y Kennicutt y Hodge (1982) ajustaron diferentes tipos de curvas espirales y concluyeron que los brazos espirales se representan mejor por espirales logarítmicas.
Modelo PERLAS
En la actualidad sólo hay un modelo tridimensional para describir el potencial detallado generado por los brazos espirales basado en una distribución de densidad: PERLAS (Pichardo et al. 2003). Aunque este modelo fue hecho inicialmente para los brazos espirales de la Vía Láctea, tiene la característica de que se pueden ajustar los parámetros libremente de manera que podemos modelar los brazos de cualquier galaxia (siempre que se conozcan sus parámetros estructurales).
La idea se basa en un principio de superposición y consiste en colocar un conjunto de esferoides oblatos inhomogéneos individuales, a lo largo de un lugar geométrico de forma espiral . Estos objetos son como las cuentas de un collar, pero tienen la libertad de traslaparse para representar una distribución de masa suave. Los brazos espirales están superpuestos sobre un fondo axisimétrico (ver Figura 1).
Esferoides oblatos inhomogéneos
El modelo PERLAS está construido como una superposición de esferoides oblatos, por lo tanto, el potencial y fuerza de los brazos en cualquier punto del espacio es la suma de los correspondientes campos de cada esferoide. La densidad del brazo cae a lo largo de éste y en la dirección. Por lo que el modelo PERLAS, está basado en una superposición de esferoides oblatos inhomogéneos. En particular, se emplea teoría de potencial para esferoides oblatos inhomogéneos con estratificación similar en la densidad (Schmidt 1956). Para estos esferoides, las superficies de igual densidad son oblatas, concéntricas, con ejes paralelos y con una misma razón axial igual a la razón de ejes de la superficie frontera del esferoide oblato inhomogéneo.
El potencial y campo de fuerza de un esferoide oblato inhomogéneo con la densidad lineal, han sido obtenidos por Schmidt (1956). En coordenadas cilíndricas (R, z, β0), estas expresiones son:
Para la fuerza:
Para el potencial:
La masa del esferoide oblato inhomogeneo es
Ahora, se necesita conocer la posición de un punto dado en el espacio r’ = (x’, y’, z’), respecto al centro de cada esferoide. Esta posición se requiere para calcular el potencial y fuerza totales. En coordenadas Cartesianas (x’, y’) el vector de posición del centro del n-ésimo esferoide en el brazo R1 es:
