l Universo está integrado por hipergalaxias o miles de cúmulos de galaxias. Las galaxias, a su vez, integran a mile

Prácticamente todas las estrellas que son visibles a simple vista desde la Tierra, pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea, también llamada la Galaxia (cuando Galaxia se escribe con mayúscula se refiere a nuestra Vía Láctea). El Sol no es más que una de las estrellas de nuestra galaxia. La galaxia es la unidad fundamental del Universo.

Como se ha dicho, las galaxias integran a miles de millones de estrellas, y no se encuentran aisladas en el espacio, sino que suelen formar grupos que a su vez forman cúmulos de galaxias.

La Nube de Magallanes alberga algunas galaxias satélites de pequeño tamaño

Como ejemplo, nuestra galaxia la Vía Láctea, pertenece a un pequeño grupo de unas 20 galaxias, que se ha denominado Grupo Local. De ese grupo, la propia Vía Láctea y la galaxia Andrómeda son las más grandes; ambas pueden albergar entre los 200.000 y 400.000 millones de estrellas. A su vez, el grupo Local junto con el cúmulo mas cercano llamado Virgo y otros cúmulos, forman el llamado Supercúmulo Local. Algunas galaxias satélites muy cercanas pertenecen a lo que se denomina Nube de Magallanes, aunque son mucho más pequeñas, con alrededor de unos 100 millones de estrellas.

La recesión de las galaxias

 

Las observaciones de Slipher

En 1912, el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher que estudiaba los espectros de las galaxias observó que, salvo excepciones de sistemas próximos, como es el caso de la galaxia Andrómeda, las líneas del espectro de las galaxias se habían desplazado hacia otras longitudes de onda más largas (frecuencias más bajas). Este desplazamiento en el espectro es consecuencia del efecto Doppler, que confirma como la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea. Espectralmente, la luz de las galaxias demuestra que las estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos.

Efecto doppler:  Principio formulado en 1842 por el físico austriaco Christian Doppler, consistente en la Variación aparente de la frecuencia de cualquier onda (luz o sonido), cuando esa onda se acerca o se aleja del observador.

Efecto Doppler relativista

El ejemplo más comprensible sobre el efecto Doppler lo podemos observar en la bocina de un coche cuando está en movimiento. El conductor que está dentro del vehículo oye siempre un sonido constante cuando el conductor de otro vehículo hace sonar su bocina al adelantarle. Sin embargo, fuera del vehículo un observador oirá un cambio de tono característico.

Físicamente, un sonido es una sucesión de ondas que se producen en el aire. Cuanto más juntas están las ondas más alta será la frecuencia del tono (agudo); por el contrario, la frecuencia del tono será más bajo (grave) cuanto más separadas estén las ondas. Si el coche se aleja de nosotros a gran velocidad estirará las ondas de sonido llevándolas a un tono más grave. Si por el contrario el coche se acerca hacia nosotros, las ondas de sonido se apretarán, aumentando la frecuencia, y por tanto escuchando un tono más agudo. Si conocemos la frecuencia del tono cuando está parado el vehículo, podemos saber su velocidad cuando está en movimiento, simplemente midiendo la variación del tono.

Una fuente fija de sonido o luz emite un conjunto de ondas esféricas. Si la fuente está en movimiento, las ondas esféricas se centran de forma progresiva en los puntos de 1 al 6. El observador situado en "A" ve las ondas estiradas, mientras que otro situado en "B" las ve apretadas

El llamado efecto Doppler relativista tiene gran importancia en las observaciones celestes, pues la luz es también un onda, pero mucho más fácil de utilizar en el espacio, pues se desplaza mejor en el vacío que el sonido. En el ejemplo del coche, si en vez de hacer sonar la bocina éste emitiera una luz amarilla pura, y se pudiera desplazar a una fracción de la velocidad de la luz, observaríamos que al alejarse la luz cambiaría hacia el rojo (frecuencias inferiores), y lo haría hacia el azul cuando se acercase a nosotros (frecuencias superiores).

Si se mide la variación de frecuencia de la radiación emitida por una estrella (corrimiento del espectro), podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. Dado que en la actualidad el corrimiento del espectro observado es hacia el rojo (hacia frecuencias más bajas), ello es indicativo de que el foco de la radiación se aleja, lo que es interpretado como una expansión del Universo.

En principio, a cualquier observador le parecerá que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma de expansión del Universo, que lo hace como si fuera un globo.

Si nos imaginamos a nosotros mismos como un punto situado sobre la superficie de un globo y marcamos otros puntos separados sobre la misma superficie, veríamos que al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros; si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, veríamos exactamente lo mismo.

La simple observación de una galaxia mediante telescopios no permite determinar su distancia a nuestro planeta, pues lo mismo podría tratarse de una enorme galaxia muy lejana, o de una pequeña galaxia muy cercana. El método común para calcular las distancias galácticas, es mediante la comparación del brillo y tamaño de los objetos de otra galaxia conocida, como es nuestra Vía Láctea; y también mediante la obtención de la velocidad de rotación de una galaxia y su brillo intrínseco. Los objetos que se utilizan como referencia son, preferentemente, las estrellas más brillantes y determinadas estrellas variables denominadas cefeidas. También son utilizadas las supernovas, cúmulos de estrellas y nubes de gas. 

Las estrellas cefeidas son especialmente útiles en el cálculo de las distancias, gracias a la característica de que su luz es variable. Esta variación tiene un periodo de pulsación íntimamente relacionado con su brillo intrínseco, lo que permite calcular una distancia tras obtener la frecuencia y comparar el brillo verdadero y aparente.

Otro método de cálculo aplicado desde épocas recientes, es el de tomar como parámetros la velocidad de las estrellas mientras orbitan el centro de sus galaxias, así como el brillo intrínseco. Éste último parámetro, el del brillo, es clave, pues se ha descubierto que depende de la masa y velocidad de la galaxia. Así, una galaxia de rápida rotación será muy luminosa, mientras que otra de rotación más lenta emitirá un brillo más débil. Puesto que la velocidad orbital de una galaxia, así como el brillo intrínseco, puede ser determinada en la mayoría de los casos, se puede finalmente deducir cual es la distancia que nos separa de ella.

La dimensión media de una galaxia es de unos 12.000 años luz (un año luz es la unidad de longitud consistente en la distancia que la luz recorre en un año solar; como la velocidad de la luz es de trescientos mil kilómetros por segundo, esto equivale a unos 9 billones -9.000.000.000.000- de kilómetros). La separación entre galaxias es de aproximadamente 1.700.000 años luz. Se calcula que los telescopios de mayor alcance pueden distinguir de cien a mil millones de galaxias en todo el universo.