Diferencies ente revisiones de «Galaxa espiral»

Una '''galaxa espiral''' ye un tipu de [[galaxa]] de la [[secuencia de Hubble]] que se caracteriza poles siguiente propiedaes físiques:

* Tien un discu planu xiratoriu compuestu d'[[estrella|estrelles]] y [[polvu interestelar|materia interestelar]] que suelen ser de nueva creación. Vease la [[rellación Tully-Fisher]].

 

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales correspuenden a [[Bertil Lindblad]]. Diose cuenta de que les estrelles nun pueden tar entamaes en forma d'espiral de manera permanente. Puesto que la velocidá de rotación del discu galácticu varia cola distancia al centru de la galaxa, un brazu radial rápido veríase curvado al rotar la galaxa. El brazu, tres unes poques rotaciones, amontaría la combadura endolcándose cada vez más na galaxa. Esto nun ye lo que se repara.

 

La primer teoría almitible foi escurrida por [[C. C. Lin]] y [[Frank Shu]] en [[1964]]. Suxurieron que los brazos espirales son manifestaciones d'ondes de densidá espirales. Supunxeron que les estrelles mover n'órbites llixeramente elíptiques y que la orientación de les sos órbites ta correlacionada, esto ye, les órbites elíptiques varien la so orientación, unes d'otres, llixeramente cola medría de la distancia al centru galácticu, tal como se repara na diagrama. Estes órbites tán más cercanes en delles árees presentando l'efectu de paecer brazos. Les estrelles nun permanecen siempres na posición en que les vemos, sinón que pasen pelos brazos al movese nes sos órbites.

== Curva de rotación y materia escuro ==

{{AP|Rellación Tully-Fisher|Materia escuro}}

 

La galaxes espirales presenten una curva de rotación (d'equí p'arriba CR) esperimental bien distinta a les curves teóriques (fenómenu llamáu ''Conspiración disco-halo''). Por que les ecuaciones teóriques (CR keplerianes, como la de los planetes alredor del Sol) puedan afaese a los datos reparaos, les galaxes espirales precisaríen una masa enforma mayor. Al nun haber evidencies observables anguaño d'esa masa ''invisible'', denominóse-y ''materia escuro''. Esti tipu de materia invisible aportaría a ente un 50 % y un 90 % de la masa total de la galaxa.