Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:
Tiene un disco plano giratorio compuesto de estrellas y materia interestelar que suelen ser de nueva creación.
Está compuesta por una concentración de estrellas central (bulbo) rodeada por un disco.
El disco es plano (con posibilidades de alabeo) y está formado por materia interestelar (gas y polvo), estrellas jóvenes de Población I (alta metalicidad) y cúmulos abiertos.
El bulbo es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas de Población II y con baja metalicidad, y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.
Las galaxias espirales deben su nombre de los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. Son las más abundantes del universo constituyendo el 70 %.
El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.
La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos más luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes.
Curva de rotación y materia oscura
La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamado Conspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían una masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50 % y un 90 % de la masa total de la galaxia.
Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:
El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
Las galaxias mayores rotan más rápido.
CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
Proporción de materia oscura: 50 % en Sa y Sb; entre 80 y 90 % en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.
El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.
Clasificaciones
Además de mediante la secuencia de Hubble y la presencia ó no de una barra central, las galaxias espirales pueden clasificarse según el aspecto de sus brazos. Los astrónomos Debra Melloy Elmegreen y Bruce G. Elmegreen han desarrollado una clasificación de galaxias espirales que tiene doce clases, que van desde el grado 1 que incluye a galaxias espirales con estructura caótica y sin ningún orden hasta el 12, que incluye galaxias con dos brazos muy desarrollados y que dominan la imagen visible (cómo M81 ó M51), también conocidas cómo "espirales de gran diseño", pasando por galaxias cómo NGC 2841 (que se conocen cómo "galaxias espirales floculentas") en la que no existe ninguna estructura espiral bien definida, sino multitud de fragmentos de brazos espirales.
Otro sistema es mediante la tasa de formación estelar que presenten, un sistema introducido por el astrónomo Sydney Van den Bergh. Así se puede hablar de galaxias espirales normales en las cuales los brazos se resuelven en cúmulos estelares y nebulosas y están bien marcados, y galaxias anémicas, con brazos apenas resolubles y mal definidos al haber una tasa de formación estelar mucho menor.Investigaciones de cúmulos de galaxias a distancias moderadas han mostrado también un nuevo tipo de galaxia espiral con estructura espiral pero sin formación estelar ó casi nula conocida cómo galaxias espirales pasivas, que pueden ser en realidad galaxias anémicas a una distancia mucho mayor que éstas.En general estos dos tipos de galaxia espiral suelen hallarse en cúmulos de galaxias ricos.
