En este ejercicio veremos algunas de las propiedades espectrales de las galaxias elípticas y espirales, a partir de la forma de sus espectros.
En los espectros de las galaxias elípticas usualmente encontramos la presencia de líneas de absorción, las cuales se ven como sumideros que descienden en la gráfica [Imagen 5]. El grueso de la radiación que emiten las galaxias proviene de sus estrellas. Las líneas de absorción son causadas por átomos de distintos elementos que absorben fotones en las atmósferas estelares. Lo anterior ocurre sobre todo para las estrellas viejas (grandes, frías y rojas), las cuales suelen ser la población más común en este tipo de galaxias.
Por otro lado, los espectros de las galaxias espirales son más propensos a presentar líneas de emisión (si se deben a la formación estelar), las cuales se observan como picos que ascienden en la gráfica dependiendo del elemento que emita fotones [Imagen 6]. Estas líneas generalmente las produce el gas calentado (ionizado) alrededor de estrellas jóvenes (pequeñas, calientes y azules), las cuales suelen ser comunes en estas galaxias.
De igual manera, como lo indica la imagen, el «Break de 4000» es poco evidente. Imagen obtenida de SDSS Marvin.
Las líneas principales de absorción son: Ca, Mg y Na. Mientras que las de emisión son [OII], Hδ,Hγ, Hβ, [OIII], Hα y S2. (Donde Hδ, Hγ, Hβ y Hα también pueden ser líneas de absorción).
Para entender un poco más acerca de las líneas espectrales de las galaxias que comentamos anteriormente, podemos observar el comportamiento estelar por separado. Así como las galaxias, cada estrella tiene un espectro, el cual puede presentar líneas de absorción o de emisión según sea el caso: comúnmente las primeras para las más viejas y las segundas para las más jóvenes. Ahora bien, sabemos que las galaxias están compuestas por estrellas y otros elementos. Por lo tanto, cuando vemos el espectro de una galaxia, lo que estamos observando es la combinación de líneas espectrales de los diversos elementos que la componen.
Por ejemplo, en la Imagen 7 vemos dos espectros. El primero pertenece a una estrella con notables líneas de absorción, mientras que el segundo es de una galaxia elíptica. En este ejemplo ilustrativo podemos ver cómo las líneas de absorción de la estrella pueden contribuir visiblemente al espectro de la galaxia (el cual también cuenta con «picos» que descienden), pero recuerda que en el caso del espectro de una galaxia, no estamos viendo únicamente la contribución de una sola estrella, sino de toda una población de estrellas junto con la contribución de todas sus componentes.
Otro aspecto sumamente importante para analizar en los espectros es la característica conocida como “Break de 4000” o rompimiento de 4000. Generalmente los espectros de las galaxias tienen una forma relativamente plana y continua. Sin embargo, una característica que podemos observar en algunas es una caída del espectro de la gráfica alrededor de los 4000 Angstroms (en el eje de la longitud de onda). Esto es causado por la absorción de la radiación de los metales en las atmósferas estelares y por la escasez de estrellas jóvenes. Como vimos anteriormente, las galaxias elípticas tienen sobre todo estrellas viejas, al contrario de las espirales que tienen sobre todo estrellas jóvenes. Por lo tanto, la ruptura de 4000 será más evidente para las primeras [Imagen 5] que para las segundas [Imagen 6].
Por último, el hecho de que algunas líneas espectrales sean muy anchas, puede ser debido a la llamada actividad nuclear (no asociada a estrellas), la cual puede presentarse tanto en galaxias elípticas como en espirales. Sin embargo, este no es el objetivo del presente ejercicio, por lo cual no ahondaremos en este tema.