Para explicar lo que son las Galaxias, es necesario destacar que las mismas se tratan de un conjunto de estrellas. Estas ademĆ”s tienen nubes de gas, planetas, polvo cĆ³smico, materia oscura y energĆa. Estos elementos se unen de forma gravitatoria con una estructura mĆ”s o menos definida. La procedencia de la palabra galaxia es griega, ya que ellos eran quienes atribuĆan el nacimiento de una galaxia a las gotas de leche derramadas en el Universo.
La creencia de los griegos, con respecto a las Galaxias, es que por la que ellos consideraban diosa: Hera. Ellos pensaban que mientras ella alimentaba a su hijo Hercules se derramaban gotas de leche en el Universo. Es entonces, cuando para ellos se le daba el nacimiento a las Galaxias. Hoy en dĆa, la cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable. Sin embargo, son las que forman parte de una galaxia.
Por otra parte, tambiĆ©n existen subestructuras como las nebulosas, los cĆŗmulos estelares y los sistemas estelares mĆŗltiples. La clasificaciĆ³n histĆ³rica de las Galaxias, se hacĆa de acuerdo a su forma aparente. TambiĆ©n llamada morfologĆa visual. Se trata de una forma comĆŗn es la galaxia elĆptica que tiene el perfil luminoso de una elipse, de ahĆ proviene su nombre. Por otra parte, las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Si deseas mĆ”s informaciĆ³n detallada sobre otras caracterĆsticas de las galaxias, te recomiendo visitar este enlace sobre las caracterĆsticas de las galaxias.
TambiĆ©n existĆa otra forma de clasificarlas, con las Galaxias inusuales. TambiĆ©n llevan el nombre de galaxias irregulares. Esta clasificaciĆ³n de Galaxias, son el resultado de perturbaciones provocadas por la atracciĆ³n gravitacional de las galaxias vecinas. Entonces, existiendo interacciones entre galaxias vecinas, es cuando se pueden provocar la fusiĆ³n de galaxias, pudiendo inducir el intenso nacimiento de estrellas.
Estudios sobre Galaxias
El resultado que se obtiene como final, a raĆz de la interacciĆ³n entre galaxias vecinas, son las galaxias pequeƱas. Este tipo de Galaxias, son las que carecen de una estructura coherente. Por esta razĆ³n es que tambiĆ©n se les llama galaxias irregulares. El estimado que fue publicado, segĆŗn estudios del aƱo 2016, es que existen al menos 2 billones de galaxias. SerĆa un total de dos millones de millones. Por supuesto, hablamos del Universo Observable.
Anteriormente se estimaba que existĆan diez veces menos del estimado mencionado en el pĆ”rrafo anterior. AdemĆ”s de esto, segĆŗn las investigaciones, se estima que la mayorĆa de las galaxias tienen un diĆ”metro entre cien y cien mil parsecs. En cuanto a su separaciĆ³n, las Galaxias estĆ”n usualmente separadas por distancias del orden de un millĆ³n de parsecs. El espacio intergalĆ”ctico estĆ” compuesto por un tenue gas.
La densidad media del espacio intergalĆ”ctico, no supera un Ć”tomo por metro cĆŗbico. AdemĆ”s de ello, muchas de las galaxias estĆ”n dispuestas en una jerarquĆa de agregados, los cuales son llamados cĆŗmulos. A su vez, la jerarquĆa de agregados pueden formar agregados mĆ”s grandes, estos son llamados supercĆŗmulos. Por otro lado, las estructuras mayores estĆ”n dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacĆo en el universo.
Algunos astrĆ³nomos especulan que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayorĆa de las galaxias. Pero la naturaleza de este componente no estĆ” demostrada y por ahora, aparece solo como un recurso teĆ³rico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. Inicialmente la materia oscura fue propuesta en 1933 por el astrĆ³nomo suizo Fritz Zwicky.
Materia oscura y formas de las galaxias
El descubrimiento en la materia oscura en las galaxias ocurriĆ³, debido a que la rotaciĆ³n observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitĆa luz. Sin embargo, existen muchas otras galaxias ademĆ”s de la nuestra āLa VĆa LĆ”cteaā. Ā”Son tantas que aĆŗn no hemos podido contarlas a todas! El Telescopio Espacial Hubble observĆ³ una pequeƱa porciĆ³n del espacio durante 12 dĆas.
Hubble logrĆ³ descubrir diez mil galaxias de todos los tamaƱos, formas y colores. Algunos cientĆficos creen que podrĆa haber unos cien mil millones de galaxias en el universo total. Pero por ahora, solo nos podemos basar en los estudios que se hacen en el Universo Observable. En el espacio visible, existen varios tipos de Galaxias. Algunas de ellas tienen forma de espiral, como la nuestra. Tienen brazos curvados que hacen que parezcan molinetes. Para profundizar mĆ”s sobre esto, puedes consultar el artĆculo sobre tipos de galaxias.
TambiĆ©n existen las galaxias que son lisas y tienen forma de Ć³valo. Estas son denominas galaxias elĆpticas. Por otra parte, tambiĆ©n existen galaxias que no tienen forma ni de espiral ni de Ć³valo. Este tipo de Galaxias son de forma irregular y parecen manchas en el espacio universal. La luz que nosotros vemos de cada una de estas galaxias proviene de las estrellas en su interior.
Entre ellas existe suficiente distancia para pasearse por el entorno del espacio que les corresponde. Sin embargo, a veces las galaxias se acercan tanto, que chocan entre sĆ. Conforme a lo que explican algunos estudiosos sobre este tema, la VĆa LĆ”ctea algĆŗn dĆa colisionarĆ” con AndrĆ³meda, que es su vecino galĆ”ctico mĆ”s cercano. Se estima que este evento tendrĆ” lugar dentro de cinco mil millones de aƱos.
La buena noticia con respecto a este acontecimiento, es que las galaxias son demasiado grandes. Tanto asĆ que estĆ”n tan expandidas en los extremos que, aunque choquen entre sĆ, los planetas que hay entre ellas y los sistemas solares, a menudo no llegan a colisionar.
Estrellas galƔcticas
Gracias a un telescopio usado por Galileo Galilei en el aƱo 1610, se puede conocer lo que en ese tiempo se denominaba la cinta lechosa en el cielo nocturno. La cual fue llamada VĆa LĆ”ctea por esta razĆ³n. En el descubrimiento que hizo, indica que estĆ” compuesta por una inmensa cantidad de pequeƱas estrellas. Para el aƱo 1755, Immanuel Kant teorizĆ³ sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas.
En el tratado Historia general de la naturaleza y teorĆa del cielo de Kant, se basa sobre un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la VĆa LĆ”ctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro. Estos sistemas mencionados, estarĆan agrupados en una estructura de orden superior y con caracterĆsticas similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elĆptica, en movimiento de rotaciĆ³n alrededor de un centro y regidas por la misma mecĆ”nica celeste.
Galaxias descubiertas
AndrĆ³meda: Una galaxia vecina
En la ConstelaciĆ³n de AndrĆ³meda, la galaxia que lleva el mismo nombre fue observada en el aƱo 1917 por Hebert Curtis. Este gran estudioso logrĆ³ ubicarla en la Ā«nebulosaĀ» de Messier M31. Sin embargo, al buscar en los registros fotogrĆ”ficos, encontrĆ³ otras 11 novas. De esta forma, pudo observar que en promedio, estas novas eran 10 Ć³rdenes de magnitud mĆ”s dĆ©biles que las ocurridas en nuestra galaxia.
La investigaciĆ³n dio como resultado de esta observaciĆ³n, el poder predecir que dichas novas se debĆan encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Fue asĆ como Hebert se convirtiĆ³ en un cĆ©lebre defensor de la hipĆ³tesis de Ā«universos islaĀ», sosteniendo que las Ā«nebulosas espiralesĀ» eran realmente galaxias independientes. Tres aƱos despuĆ©s, surge un debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia.
Lo que se pudo debatir, ademĆ”s de nuestra galaxia, fue el tema de las Ā«nebulosas espiralesĀ» y la dimensiĆ³n del universo. Sin embargo, para defender la afirmaciĆ³n de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentĆ³ que las lĆneas obscuras observadas en dicha Ā«nebulosaĀ» eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra. La clave de la novedad, fue el uso de un nuevo telescopio. De esta forma se le permitiĆ³ a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas Ā«nebulosas espiralesĀ» como colecciones de estrellas individuales.
AdemĆ”s de ello, Hubble logrĆ³ identificar en esas estrellas variables cefeidas y Ć©stas le permitieron estimar la distancia a dichas Ā«nebulosasĀ»: estaban demasiado alejadas para ser parte de la VĆa LĆ”ctea. Durante el aƱo 1936, Hubble organizĆ³ un sistema de clasificaciĆ³n de galaxias que hoy en dĆa sigue siendo usado, llevando el nombre de: la secuencia de Hubble.
Nuestra galaxia: La VĆa LĆ”ctea
La forma de la VĆa LĆ”ctea, fue descrita por primera vez por William Herschel. Este primer intento de descripciĆ³n fue registrado en el aƱo 1785. Durante ese aƱo Herschel contĆ³ cuidadosamente el nĆŗmero de estrellas en distintas regiones del cielo. Siglo y medio mĆ”s adelante, especĆficamente en el aƱo 1920, Kapteyn usĆ³ un refinamiento de la tĆ©cnica empleada por Herschel y sugiriĆ³ la imagen de una pequeƱa galaxia elipsoidal. Esta pequeƱa galaxia tenĆa 15 kiloparsecs de diĆ”metro, con el Sol cerca del centro.
Por otro lado y con un mĆ©todo diferente, basado en la distribuciĆ³n de cĆŗmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, Ā se logrĆ³ emerger una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diĆ”metro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Sin embargo, ninguno de los dos anĆ”lisis tomĆ³ en cuenta la absorciĆ³n de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galĆ”ctico.
Finalmente fue Robert Julius Trumpler quien tomĆ³ en cuenta estos efectos en 1930. Ese aƱo se estudiaron cĆŗmulos abiertos por este investigador, produciendo asĆ la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la VĆa LĆ”ctea. Se trata de una galaxia espiral con un diĆ”metro aproximado de 30 kiloparsecs.
Como tal, la VĆa LĆ”ctea pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la VĆa LĆ”ctea y la Galaxia de AndrĆ³meda, en conjunto. Este cĆŗmulo se encuentra en el lĆmite de un Ā«sĆŗper conglomeradoĀ» que comprende casi cinco mil galaxias. El sĆŗper cĆŗmulo, a la vez, tambiĆ©n forma parte de otra enorme concentraciĆ³n de galaxias reunidas en masas compactas y suaves.
Tipos de galaxias de acuerdo a Hubble
Las galaxias se pueden observar desde sus distintas configuraciones, entre ellas destacan: las elĆpticas, espirales, lenticulares e irregulares. Existe una descripciĆ³n algo mĆ”s detallada. Esta descripciĆ³n es la que se basa especialmente en la apariencia de las galaxias y fue provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el aƱo 1936. Se trata de un esquema que solo descansa en la apariencia visual, por lo que no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formaciĆ³n de estrellas o la actividad del nĆŗcleo galĆ”ctico.
Galaxias elĆpticas
Este tipo de galaxias, como su nombre lo indica, son aquellas que tienen forma de una elipse. Las mismas pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el nĆŗmero significa cuĆ”n ovalada es la elipse; asĆ, E0 serĆa una forma de esfera y E7 de plato o disco. AdemĆ”s de ello se puede decir que el nĆŗmero indica su excentricidad multiplicada por 10.
La apariencia de estas galaxias, muestran escasas estructuras. E incluso tĆpicamente, tienen de forma relativa poca materia interestelar. Esto trae como consecuencia que estas galaxias tambiĆ©n tengan un escaso nĆŗmero de cĆŗmulos abiertos, y la tasa de formaciĆ³n de estrellas es baja. Por otra parte, al contrario de esto, estas galaxias estĆ”n dominadas por estrellas viejas, de larga evoluciĆ³n.
Estas estrellas antiguas son las que orbitan en torno al nĆŗcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cĆŗmulos globulares. Como dato curioso, las galaxias mĆ”s grandes son gigantes elĆpticas. De hecho, se cree que la mayorĆa de las galaxias elĆpticas son el resultado de la colisiĆ³n y fusiĆ³n de galaxias. Estas pueden alcanzar tamaƱos enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del nĆŗcleo.
Galaxias espirales
Este tipo de galaxias, son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas aĆŗn mĆ”s viejas que en otras galaxias. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable. Por esta razĆ³n, son llamadas galaxias espirales. Particularmente las galaxias espirales barradas son las que tienen una banda central de estrellas.
Las galaxias espirales intermedias, son las que conforme a su forma, se clasifican entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.
Galaxias lenticulares
Son las que constituyen un grupo de transiciĆ³n entre las galaxias elĆpticas y las espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una condensaciĆ³n central muy importante y una envoltura extensa. Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (SBO-2) es mĆ”s luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definidas.
Galaxias irregulares
Son las galaxias irregulares, ya que se trata de las galaxias que aĆŗn no encajan en alguna de las clasificaciones de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elĆptica. Este tipo de galaxias tienen su propia tipologĆa. Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I: es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificaciĆ³n de las secuencia de Hubble.
Por otro lado, el segundo tipo de galaxia irregular es una galaxia Irr-II (Irr II). Esta es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble. AdemƔs de ello, las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeƱas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Es curioso saber que del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un cinco por ciento de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
Galaxias activas
Esta clase de galaxias liberan grandes cantidades de energĆa y materia al medio interestelar. Lo hacen mediante procesos que no se relacionan con los procesos estelares ordinarios. Son pocas las galaxias que pueden clasificarse como galaxias activas, de hecho son aproximadamente un diez por ciento.
En cuanto a la energĆa emitida por las galaxias activas, la mayorĆa proviene de una pequeƱa y brillante regiĆ³n del nĆŗcleo de la galaxia. En muchos casos se observan lĆneas espectrales de emisiones anchas y estrechas. Estas lĆneas son las que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando alrededor del centro de la galaxia.
Tipos de galaxias activas
Galaxia Seyfert
Esta clase de galaxias, son en realidad galaxias espirales que se caracterizan por tener un nĆŗcleo puntual muy brillante. SegĆŗn su espectro se distinguen de esta manera:
- Galaxia Seyfert Tipo I: Son las que poseen lĆneas anchas de emisiĆ³n.
- Galaxia Seyfert Tipo II: Al contrario, poseen lĆneas estrechas de emisiĆ³n.
TambiƩn se observa que estas galaxias emiten dƩbilmente en radio.
Galaxias Starburst
Esta clase de galaxias activas, son en las que se estĆ”n formando enormes cantidades de estrellas. Muchas de estas estrellas, luego de morir, explotan produciendo supernova. Aun luego de ocurrido este fenĆ³meno, se forma parte de la evoluciĆ³n estelar y formalmente este grupo no estarĆa en nuestra clasificaciĆ³n. Esta formaciĆ³n anormalmente alta de estrellas podrĆa estar ligado a mecanismos internos del nĆŗcleo de la galaxia.
Radiogalaxias
Las llamadas radiogalaxias son las que suelen estar asociadas a galaxias tipo E con nĆŗcleo activo. Estas emiten a longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente dĆ©biles. Suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Las mismas presentan un nĆŗcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partĆculas de grandes dimensiones. AdemĆ”s, en muchas de ellas se ha detectado radiaciĆ³n sincrotrĆ³n.
CuƔsares
No se puede diferenciar un cuĆ”sar de otro cuerpo celeste. Esto sucede porque los cuĆ”sares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella. De hecho, esa es la razĆ³n de su nombre, ya que proviene de la contracciĆ³n inglesa quasi-stellar, por su parecido. Pero esencialmente, los cuĆ”sares consisten en un nĆŗcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes lĆneas de emisiĆ³n anchas y estrechas.
Los cuĆ”sares que se han ubicado en los lugares mĆ”s cercanos del Universo observable, han tenido como resultado investigativo, que se les detecta una nubosidad difusa. Lo que revela que este tipo de objetos, no son mĆ”s que nĆŗcleos de galaxias activas que estĆ”n muy lejanas de las que Ćŗnicamente somos capaces de detectar su nĆŗcleo. Sin embargo, lo que se sabe es que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma estructurada.
FormaciĆ³n y evoluciĆ³n de las galaxias
Estas son una de las Ć”reas de investigaciĆ³n que tienen mayor actividad en los estudios astrofĆsicos. Entre las ideas que ya estĆ”n ampliamente aceptadas, se puede mencionar las simulaciones informĆ”ticas que han predicho las estructuras y distribuciĆ³n actuales que se ven en las galaxias.
FormaciĆ³n de las galaxias
Conforme a las indagaciones realizadas por los cientĆficos y astrĆ³nomos, las galaxias estĆ”n formando nuevas estrellas e interactuando unas con otras. Esta escena se parece mucho a la galaxia de la TelaraƱa (MRC 1138-262) y sus alrededores, uno de los protocĆŗmulos mejor estudiados. Si deseas conocer mĆ”s sobre la formaciĆ³n de galaxias y estrellas, te sugiero que consultes este artĆculo sobre el proceso de formaciĆ³n de galaxias y estrellas.
Los modelos mĆ”s renovados que se muestran con referencia al cosmos de los inicios del Universo, se basan en la posible teorĆa del Big Bang. Unos 300 000 aƱos despuĆ©s de este supuesto acontecimiento, comenzaron a formarse los Ć”tomos de hidrĆ³geno y helio en un nuevo suceso denominado recombinaciĆ³n. Casi todo el hidrĆ³geno era neutro (no estaba ionizado) y absorbĆa con facilidad la luz.
El periodo en el que todavĆa no se habĆan formado estrellas, se llama Edad Oscura. Fue a partir de las fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrĆ³picas) en esta materia primordial que las estructuras mĆ”s grandes empezaron a aparecer. A causa de esta actividad es que las masas de materia bariĆ³nica se condensaron dentro de halos de materia oscura frĆa. Estas estructuras primordiales se convertirĆan con el tiempo en las galaxias que vemos en la actualidad.
Galaxias tempranas En el aƱo 2006, fue cuando se encontraron las pruebas que referĆan a una apariciĆ³n temprana de las galaxias. Esto ocurriĆ³ cuando se descubriĆ³ que la galaxia IOK-1 tenĆa un corrimiento al rojo anormalmente alto (6,96), era correspondiente a solo 750 millones de aƱos despuĆ©s del supuesto Big Bang. Esto fue lo que la convirtiĆ³ en la galaxia mĆ”s lejana y antigua nunca antes vista.
Por otro lado, algunos cientĆficos sostienen que otros objetos como Abell 1835 IR1916 tienen corrimientos al rojo mĆ”s altos y, por lo tanto, estĆ”n en una etapa mĆ”s temprana de la evoluciĆ³n del universo, la edad y composiciĆ³n de IOK-1 se ha establecido con mayor fiabilidad. El Ćŗltimo mes del aƱo 2012, fue cuando varios astrĆ³nomos informaron que UDFj-39546284 era el objeto astronĆ³mico conocido mĆ”s distante.
Este objeto tenĆa un valor de corrimiento al rojo de 11. Se estima que el objeto empezĆ³ a existir unos 380 millones de aƱos despuĆ©s del posible Big Bang. Esto quiere decir que la luz que nos llega, ha recorrido unos 13.420 millones de aƱos luz. La existencia de estas tempranas protogalaxias sugiere que deben haberse formado en la llamada Edad Oscura.
Una cuestiĆ³n abierta en astrofĆsica, es el proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias. Las teorĆas que de ahĆ devienen, se pueden dividir en dos categorĆas: de arriba abajo y de abajo arriba. En las teorĆas de arriba abajo, como el modelo ELS (de Eggen, Lynden-Bell y Sandage), las protogalaxias se forman en un colapso simultĆ”neo a gran escala durante aproximadamente cien millones de aƱos.
Por otra parte, en las teorĆas de abajo arriba, como el modelo SZ (de Searle y Zinn), se forman primero pequeƱas estructuras parecidas a cĆŗmulos globulares y, despuĆ©s, varios de estos objetos se unen para formar una galaxia mĆ”s grande.
EvoluciĆ³n de las galaxias
Al pasar mil millones de aƱos en la formaciĆ³n, es que comienzan a aparecer las estructuras clave para empezar con la evoluciĆ³n de una galaxia: los cĆŗmulos globulares, el agujero negro central supermasivo y un bulbo formado por estrellas de poblaciĆ³n II pobres en metal. Aunque no lo parezca, es la creaciĆ³n del agujero negro supermasivo lo que parece desempeƱar un papel clave en la regulaciĆ³n activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional aƱadida. Durante este temprano periodo, las galaxias experimentan un gran estallido de formaciĆ³n estelar.
Luego de esto, dos mil millones de aƱos despuĆ©s, la materia acumulada es la que se asienta en un disco. Por otra parte, la galaxia continuarĆ” absorbiendo el material que cae de nubes a alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. Esta materia es principalmente hidrĆ³geno y helio. El ciclo estelar de nacimiento y muerte aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, lo que permite con el tiempo la formaciĆ³n de planetas.
Lo que puede estar afectando la evoluciĆ³n de las galaxias significativamente, son las interacciones y colisiones concurrentes. Las fusiones de galaxias eran comunes en Ć©pocas tempranas. De hecho, la mayorĆa de las galaxias tenĆan un aspecto muy peculiar. Teniendo en cuenta la distancia entre las estrellas, la gran mayorĆa de los sistemas estelares de galaxias en colisiĆ³n no se ven afectados.
AdemĆ”s de ello, es importante acotar que la acciĆ³n de la gravedad sobre el gas y el polvo interestelar de los brazos espirales produce largas hileras de estrellas conocidas como colas de marea. Algunos ejemplos que se pueden mencionar, con respecto a estas formaciones, se pueden ver en NGC 4676 27 y las galaxias de las Antenas.
Ya hemos mencionado que la VĆa LĆ”ctea y la cercana galaxia de AndrĆ³meda se mueven una hacia la otra. Esto lo hacen a una velocidad aproximada de unos 130 km/s. AdemĆ”s de ello, las investigaciones tambiĆ©n llevan a pensar que dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrĆan chocar en unos cinco o seis millones de aƱos. A pesar de que la VĆa LĆ”ctea nunca ha colisionado con una galaxia tan grande como la de AndrĆ³meda, cada vez hay mĆ”s pruebas de pasadas colisiones de la VĆa LĆ”ctea con pequeƱas Galaxias enanas.