Parámetros galácticos: de M100 a NGC 7331 con el Observatorio Virtual

1. Caracterización de la galaxia M100 en distintas bandas espectrales

M100 (NGC 4321) es una galaxia espiral del cúmulo de Virgo, clasificada como SAB(s)bc y situada a una distancia aproximada de 50–60 millones de años luz. Presenta una estructura espiral bien definida, típica de las galaxias grand design, y un tamaño comparable al de la Vía Láctea. Es una galaxia con formación estelar activa, con un anillo interno asociado a una barra central y un núcleo que alberga un agujero negro supermasivo.

Para caracterizar M100 se utilizaron observaciones en diferentes longitudes de onda, con el objetivo de analizar su morfología y el origen físico de la emisión detectada en cada banda. Todos los datos se obtuvieron con el software Aladin, accediendo a distintos surveys astronómicos de acceso público.

1.1. Observación en el óptico (banda azul)

En primer lugar se descargó una imagen de M100 en la banda azul del óptico del survey DSS2 Blue (Second Digitized Sky Survey), que proporciona imágenes ópticas con resolución suficiente para estudiar la estructura morfológica de galaxias cercanas.

En esta imagen se observan claramente los brazos espirales de M100, con regiones brillantes distribuidas a lo largo de su estructura. Estas zonas luminosas indican regiones de formación estelar, donde predominan estrellas jóvenes, masivas y calientes que emiten con gran intensidad en longitudes de onda cortas, en el rango de aproximadamente 385–540 nm de la placa IIIa-J, correspondiente al azul, lo que permite identificar con facilidad la forma espiral de la galaxia.

1.2. Observación en el infrarrojo

Para estudiar la emisión infrarroja de M100 se utilizaron imágenes del survey WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) y se analizaron las bandas W1 (3,4 μm), W2 (4,6 μm), W3 (12 μm) y W4 (22 μm). Como se observa en la Figura 1, la banda W1 es más sensible a la emisión de la población estelar vieja, lo que permite correlacionarla más adelante con la banda azul. Esta banda también permite trazar la distribución de masa estelar de la galaxia y presenta menos contaminación del polvo caliente que las bandas W3 y W4, por lo que se consideró la más adecuada para este análisis.

1.3. Observación en rayos X

Por último, con datos del ROSAT All-Sky Survey (RASS) se observó la emisión en rayos X, en longitudes de onda de 0,5 a 12,4 nm. Aunque este survey tiene una resolución muy limitada, se aprecian estructuras que pueden asociarse a fuentes puntuales, como sistemas binarios de rayos X, remanentes de supernova o un posible núcleo débilmente activo. En general, en estas bandas se observan procesos de alta energía, diferentes de los que dominan la emisión óptica o infrarroja.

Para entender mejor lo observado, se combinaron las tres bandas anteriores en una composición en pseudocolor con la herramienta Pixel Mapping (Figura 2), que ofrece información cualitativa general. En ella se aprecian de forma conjunta las regiones con procesos de alta energía en tonos verdosos (ROSAT, rayos X), los brazos espirales con estrellas jóvenes en azul (DSS2 Blue) y la población estelar vieja, que traza la masa estelar, en rojo (WISE W1).

2. Una espiral y una espiral barrada: isofotas, redshift, magnitud, distancia y luminosidad

Las galaxias espirales se caracterizan por un disco con brazos espirales bien definidos que surgen de una región central o bulbo, donde se concentra gran parte de la masa estelar. En las galaxias espirales barradas, además del disco y los brazos, se observa una estructura alargada en forma de barra que atraviesa el núcleo y de cuyos extremos nacen los brazos espirales (Sparke y Gallagher, 2007; Conselice, 2014).

El análisis de isofotas permite identificar estas diferencias morfológicas, ya que la presencia de una barra se manifiesta como variaciones sistemáticas de la elipticidad y del ángulo de posición de las isofotas internas. A continuación se analizan la galaxia espiral M81 y la galaxia espiral barrada NGC 1365 para comparar sus propiedades morfológicas y físicas, mediante un análisis de isofotas que permite identificar la presencia o ausencia de una barra.

Para el análisis morfológico se seleccionaron imágenes ópticas en la banda roja del survey DSS2, que ofrece un buen compromiso entre contraste y menor influencia del polvo. Las imágenes se mejoraron con un ajuste logarítmico del contraste, que resalta de forma homogénea el gradiente de brillo desde el núcleo hacia el disco sin saturar las regiones centrales. Este procedimiento facilita la visualización de la estructura global de ambas galaxias y deja las imágenes preparadas para el análisis posterior.

A continuación se realizó el análisis de isofotas con la herramienta Contour Plot, eligiendo 8 contornos a partir del histograma de valores de intensidad de la imagen. Cada contorno representa una isofota, es decir, una línea que une regiones con el mismo nivel de brillo. La inspección visual de la forma, la elongación y la orientación de estas isofotas permite caracterizar la estructura interna de la galaxia y evaluar la posible presencia de una barra central.

El análisis de las isofotas de M81 muestra contornos aproximadamente elípticos y concéntricos, con una variación suave y continua de la elipticidad y del ángulo de posición a medida que aumenta el radio. No se observa una región interna con isofotas muy alargadas ni una orientación constante que pueda asociarse a una barra. Este comportamiento es consistente con una galaxia espiral no barrada, en la que la distribución de luz está dominada por un bulbo central y un disco, sin una estructura alargada interna claramente definida.

Por el contrario, el análisis de las isofotas de NGC 1365 revela una clara estructura barrada. Las isofotas internas presentan una elongación significativa y mantienen un ángulo de posición aproximadamente constante, lo que evidencia una barra estelar dominante. A mayores radios, la forma de las isofotas cambia: la elipticidad disminuye y el ángulo de posición varía, lo que indica la transición desde la barra hacia el disco y los brazos espirales. Este comportamiento es característico de las espirales barradas y contrasta con el de M81, que no presenta una estructura alargada central.

Para obtener el redshift y la magnitud aparente en la banda V, se accedió a la ficha de cada objeto en Simbad desde Aladin (opción Astronomical Object Exploration, Simbad y VizieR). La Tabla 1 recoge los valores obtenidos.

Galaxia	Redshift (z)	Magnitud V
M81	−0,00016 [0,00007]	6,94 [0,03] D
NGC 1365	0,00509060 [0,0005]	9,63 [0,07] D

Tabla 1. Valores de redshift y de magnitud en la banda V para M81 y NGC 1365.

M81

El redshift de M81 es negativo, lo que indica que su velocidad radial está dominada por movimientos gravitatorios locales (velocidad peculiar) y no por la expansión del universo. En este caso la ley de Hubble no puede aplicarse para convertir el corrimiento al rojo en distancia, ya que la contribución de la expansión cosmológica es despreciable frente al “tráfico” del Grupo Local.

Por este motivo, la distancia a M81 se estima con medidas independientes del redshift, obtenidas a partir de indicadores de distancia clásicos (Cefeidas, TRGB, supernovas, entre otros). En concreto, se utilizó el catálogo NED-D disponible en Aladin, que recopila distancias extragalácticas publicadas en la literatura (Steer et al., 2020). De las distintas estimaciones del catálogo se adopta como valor representativo la mediana:

d = 3,65 ± 0,19 Mpc

Con esta distancia se calcula el módulo de distancia:

μ = 5 · log₁₀(d / 10 pc) = 5 · log₁₀(3,65 × 10⁶ pc / 10 pc) ≃ 27,81

Con la magnitud aparente en la banda V, m_V = 6,94 (Simbad), se estima la magnitud absoluta de M81:

M_V = m_V − μ = 6,94 − 27,81 = −20,87

Finalmente, la luminosidad en la banda V se calcula en unidades solares, adoptando M_V,☉ = 4,83:

L_V / L_V,☉ = 10^{−0,4 (M_V − M_V,☉)} = 10^{−0,4 (−20,87 − 4,83)} → L_V ≈ 1,9 × 10¹⁰ L_V,☉

NGC 1365

En el caso de la espiral barrada NGC 1365 sí puede estimarse la distancia con la ley de Hubble, porque su corrimiento al rojo es positivo y pequeño: su velocidad está dominada por la expansión y v ≈ cz es una buena aproximación. Con los datos de Simbad de la Tabla 1:

v ≈ cz = (299.792 km/s) · (0,00509060) = 1526,1211 km/s

La distancia por la ley de Hubble es v = H₀ · d, de donde d = v / H₀. En este trabajo se adopta H₀ = 70 km s⁻¹ Mpc⁻¹, un valor intermedio ampliamente utilizado en cálculos didácticos, teniendo en cuenta la llamada tensión de Hubble: la discrepancia entre las mediciones de H₀ obtenidas a partir del universo temprano (fondo cósmico de microondas) y las obtenidas mediante indicadores de distancia locales. Esta elección permite una estimación representativa sin introducir un sesgo significativo en el análisis:

d = 1526,1211 km/s / 70 km s⁻¹ Mpc⁻¹ = 21,80 Mpc = 21,80 × 10⁶ pc

La distancia obtenida, d = 21,8 Mpc, es consistente con valores de la literatura, como los 21,84 Mpc estimados mediante relaciones de anchura de línea y flujo peculiar (Crook et al., 2007). Es, sin embargo, algo mayor que las distancias independientes del redshift recogidas en NED-D (Cefeidas y TRGB, de unos 18 Mpc; Steer et al., 2020): NGC 1365 pertenece al cúmulo de Fornax y, a esta distancia, su velocidad peculiar no es despreciable frente al flujo de Hubble. El módulo de distancia es:

μ = 5 · log₁₀(21,80 × 10⁶ pc / 10 pc) = 5 · (log₁₀(21,80 × 10⁶) − 1) = 31,69

La magnitud absoluta:

M_V = m_V − μ = 9,63 − 31,69 = −22,06

Y, aplicando de nuevo la relación entre magnitudes y luminosidad con M_V,☉ = 4,83:

L_V / L_V,☉ = 10^{0,4 (M_V,☉ − M_V)} = 10^{0,4 (4,83 + 22,06)} → L_V ≈ 5,7 × 10¹⁰ L_V,☉

Comparando las magnitudes absolutas en la banda V, NGC 1365 (M_V = −22,06) es más brillante que M81 (M_V ≈ −20,87): la diferencia ΔM = 1,19 equivale a un factor ~3 en luminosidad, lo que indica que NGC 1365 es aproximadamente tres veces más luminosa que M81 en esta banda. Las luminosidades en la banda V obtenidas confirman ese factor: 5,7 × 10¹⁰ / 1,9 × 10¹⁰ ≈ 3.

A partir del análisis de isofotas y de la estimación de distancias y luminosidades, se diferenció con claridad el comportamiento morfológico y físico de una galaxia espiral no barrada (M81) y de una espiral barrada (NGC 1365). El análisis morfológico permitió identificar la presencia o ausencia de una barra estelar central, mientras que el uso combinado de magnitudes aparentes y distancias (obtenidas por métodos independientes del redshift o mediante la ley de Hubble, según el caso) permitió deducir sus magnitudes absolutas y luminosidades. Estos resultados ilustran la complementariedad entre el análisis morfológico y los métodos de determinación de distancias en el estudio de galaxias cercanas.

3. Elipticidad y radio equivalente de M60 mediante isofotas

Las galaxias elípticas se caracterizan por una distribución de brillo suave y aproximadamente elipsoidal, sin estructuras internas como discos o brazos espirales. El análisis de isofotas es una herramienta fundamental para cuantificar su forma y determinar parámetros geométricos como la elipticidad y el radio equivalente.

Se analizó la galaxia elíptica M60 con imágenes del catálogo SDSS en color. M60 presenta una distribución de brillo suave y simétrica, dominada por poblaciones estelares viejas, lo que permite definir isofotas bien comportadas independientemente de la banda utilizada. El análisis se realizó de nuevo con la herramienta Contour Plot de Aladin, esta vez con 12 niveles de brillo (Figura 6). Los contornos presentan una forma elíptica regular y concéntrica, sin variaciones abruptas de orientación, un comportamiento característico de las galaxias elípticas.

Para cuantificar la forma de la galaxia se seleccionó una isofota intermedia (marcada en rojo), representativa de la estructura global y no dominada por el núcleo central. En ella se midieron los semiejes mayor y menor:

a = 52,72″ b = 44,6″

La elipticidad se calculó como:

ε = 1 − b/a ≈ 0,15

Este valor es consistente con una galaxia elíptica de baja elongación, en concordancia con la clasificación morfológica de M60. Asimismo, se calculó el radio equivalente, definido como el radio del círculo que tiene la misma área que la elipse considerada:

R_eq = √(a · b) ≈ 48,5″

Estos parámetros describen cuantitativamente la geometría de M60 y confirman su naturaleza elíptica regular.

4. Distancia a NGC 7331 y su magnitud en la banda H mediante la relación de Tully–Fisher

Para obtener la distancia a una galaxia a partir de magnitudes es necesario conocer su magnitud aparente m y su magnitud absoluta M, que se relacionan mediante el módulo de distancia:

μ = m − M = 5 · log₁₀(d / 10 pc)

En las galaxias lejanas, la magnitud absoluta no es directamente observable y debe estimarse a partir de relaciones empíricas que vinculan propiedades físicas internas con la luminosidad. En las galaxias espirales, uno de los métodos más utilizados es la relación de Tully–Fisher, que vincula la luminosidad intrínseca de la galaxia con su velocidad de rotación. Físicamente, refleja que las galaxias más masivas rotan más rápido y, por tanto, son más luminosas.

La velocidad de rotación puede estimarse a partir del perfil de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro (HI). En una galaxia espiral en rotación, el gas del disco se mueve hacia el observador y alejándose de él, lo que produce un ensanchamiento característico de la línea, típicamente con forma de doble pico (double-horned). La anchura del perfil medida al 50 % de la altura máxima, W₅₀, se utiliza como indicador de la velocidad de rotación proyectada del disco.

Para NGC 7331, la anchura del perfil HI se obtuvo del catálogo de fuentes HI extragalácticas ALFALFA (Haynes et al., 2018):

W₅₀ = 503 ± 2 km s⁻¹

Este W₅₀ es la anchura observada (proyectada): si la galaxia está inclinada, se ve “menos” velocidad que si se observara de canto. Por eso es necesaria la anchura corregida por inclinación.

La magnitud aparente en la banda H se obtuvo del catálogo 2MASS XSC (2MASX). Se tomó la magnitud corregida por extinción, porque ya incluye la corrección por extinción galáctica y evita añadir una corrección aparte:

m_H = m_ext = 6,294 ± 0,017

De este mismo catálogo se extrae la inclinación i a partir de la razón de ejes q = b/a. Una forma estándar de pasar de q a la inclinación es:

cos² i = (q² − q₀²) / (1 − q₀²)

donde q₀ es el espesor intrínseco del disco, típicamente q₀ ≈ 0,2 en las espirales (Kourkchi et al., 2020). Con q = 0,539 y q₀ = 0,2:

i ≈ 59,3° sen i ≈ 0,860

Pierce y Tully (1992) calibraron la relación de Tully–Fisher en distintas bandas fotométricas, incluida la banda H, con una expresión que relaciona la anchura de línea corregida por inclinación con la magnitud absoluta. Esta anchura corresponde a la anchura de la línea corregida por efectos instrumentales y por la inclinación del disco (Kourkchi et al., 2020). En primera aproximación, para NGC 7331 se adopta:

W_Rⁱ ≈ W₅₀ / sen i ≈ 503 / 0,860 ≈ 584,9 km/s

M_H^b,i = −9,50 · (log W_Rⁱ − 2,50) − 21,67 ± 0,08

Con ello ya puede calcularse la magnitud absoluta en la banda H:

log W = log(584,9) ≈ 2,767 M_H ≈ −9,50 · (2,767 − 2,50) − 21,67 ≈ −24,207

Conocidas la magnitud aparente y la magnitud absoluta, se obtiene el módulo de distancia:

μ = m_H − M_H = 6,294 − (−24,207) = 30,50

Y a partir de él, la distancia:

d (pc) = 10^{(μ + 5) / 5} = 10^{(30,50 + 5) / 5} → d ≈ 12,6 Mpc

La galaxia NGC 7331 se encuentra, por tanto, a unos 12,6 Mpc. Esta distancia, obtenida mediante la relación de Tully–Fisher, es consistente con los valores publicados con el mismo método: concuerda, dentro de las incertidumbres, con las estimaciones que sitúan a la galaxia entre ~11,4 y 13,6 Mpc (Kourkchi et al., 2020; Kourkchi et al., 2022; Tully et al., 2008), lo que respalda la validez del cálculo.

Referencias

• Conselice, C. J. (2014). The evolution of galaxy structure over cosmic time. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.
• Crook, A. C., Huchra, J. P., Martimbeau, N., Masters, K. L., Jarrett, T., & Macri, L. M. (2007). Groups of galaxies in the Two Micron All Sky Redshift Survey. The Astrophysical Journal, 655(2), 790–813.
• Haynes, M. P., Giovanelli, R., Kent, B. R., et al. (2018). The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: The ALFALFA extragalactic H I source catalog. The Astrophysical Journal, 861(1), 49.
• Kourkchi, E., Tully, R. B., Graziani, R., et al. (2020). Cosmicflows-4: The catalog of ∼10,000 Tully–Fisher distances. The Astrophysical Journal, 902(2), 145.
• Kourkchi, E., Tully, R. B., Courtois, H. M., et al. (2022). Cosmicflows-4: The baryonic Tully–Fisher relation providing ∼10,000 distances. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 511(4), 6160.
• Pierce, M. J., & Tully, R. B. (1992). Luminosity–line width relations and the extragalactic distance scale. I. Absolute calibration. The Astrophysical Journal, 387, 47–62.
• Sparke, L. S., & Gallagher, J. S. (2007). Galaxies in the Universe: An Introduction (2.ª ed.). Cambridge University Press.
• Steer, I., Madore, B. F., & Freedman, W. L. (2020). The NASA/IPAC Extragalactic Database Distances (NED-D): Redshift-independent distances to galaxies.
• Tully, R. B., Shaya, E. J., Karachentsev, I. D., Courtois, H. M., Kocevski, D. D., Rizzi, L., & Peel, A. (2008). Our peculiar motion away from the Local Void. The Astrophysical Journal, 676(1), 184–205.