A tan sólo 2,5 millones años luz de distancia, la galaxia de Andrómeda se encuentra como quien dice justo al lado. Tan cerca , y con un diámetro de unos 260.000 años luz, que se necesitaron 11 campos diferentes de imágenes del telescopio del satélite Galaxy Evolution Explorer (GALEX) para crear esta magnífica vista en luz ultravioleta de la galaxia espiral. Mientras que en las imágenes en luz visible de Andrómeda (también conocida como M31) destacan los brazos espirales, en esta vista ultravioleta del GALEX , dominada por estrellas jóvenes, calientes y masivas, los brazos parecen más bien anillos.
Como regiones de intensa formación estelar, estos anillos suponen la evidencia de que Andrómeda colisionó con la pequeña galaxia elíptica vecina M32 hace más de 200 millones de años. La galaxia de Andrómeda y nuestra Vía Láctea son los miembros predominantes del grupo local de galaxias .

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Las espirales toman muchas formas; las principales distinciones que señalan los astrónomos tienen que ver con la forma de la región central (si existe o no una barra de estrellas que se extienda desde el núcleo) y con el patrón de los brazos espirales (lo cerrados que están en torno a dicho núcleo). Estas diferencias permiten a los observadores subdividir las espirales en clases como la «Sa» (una espiral normal de brazos cerrados) y la «SBd» (una galaxia barrada de estructura difusa).

Sin embargo, los cielos están llenos de infinita variedad; no hay dos galaxias espirales iguales y muchas muestran rasgos que son mucha más significativos que la clasificación según las características de la barra central o de los brazos. Por ejemplo, existe una clara diferencia entre galaxias con brazos bien definidos y forma espiral clásica, llamadas «de gran diseño», y aquellas en las que los cúmulos estelares brillantes están repartidos por todo el disco de la galaxia en masas deshilachadas como nubes que hacen indistinguible la propia espiral (espirales «floculentas»).

La estructura espiral visible indica regiones de intensa formación estelar, repletas de estrellas azules brillantes y de corta vida que se crean cuando el material del disco entra y sale de una onda de densidad galáctica que gira lentamente. En las espirales de gran diseño, el efecto de onda de densidad parece estar en su punto culminante, mientras que en las espirales floculentas parece haberse descompuesto por completo, permitiendo que las regiones de formación estelar sean gobernadas solamente por sucesos locales, como colisiones al azar entre nebulosas y explosiones de supernovas cercanas. Descrita la onda de densidad, resulta razonablemente fácil explicar el brillo real de las estructuras espirales: tiene que reflejar la cantidad de material disponible para la formación de estrellas en el disco de una galaxia determinada y, en consecuencia, la tasa de formación estelar conforme este material pase por la onda de densidad.

El verdadero desafío para los astrónomos ha sido explicar cómo se inician estas ondas de densidad y cómo después, aparentemente, se desorganizan. No puede tratarse de objetos físicos, o sufrirían el mismo destino que un brazo espiral físico: enrollarse y curvarse hacia el centro al cabo de unas pocas rotaciones (y no puede tratarse de eso en vista del número inmenso de galaxias espirales que se observa).
Por fortuna, existe una ingeniosa alternativa, que se fundamenta en las leyes de la física descubiertas hace cuatro siglos. Todos los objetos que orbitan en el disco galáctico obedecen las mismas leyes que los planetas de nuestro sistema solar: sus órbitas son elípticas, con un extremo más alejado del centro galáctico que el otro, y cuando están más lejos, se desplazan más despacio en la órbita. Parece que los patrones espirales son un resultado natural de la interacción de órbitas ligeramente elípticas actuando en masa: las ondas de densidad son, en esencia, regiones con «atasco de tráfico» en las que los objetos ralentizan la marcha en los límites exteriores de su órbita y, por tanto, se amontonan relativamente.

Ejemplos de galaxias espirales

NGC 1309
Distancia: 100 millones de años luz.
Diámetro: 30.000 años luz.

La distribución de estrellas en NGC 1309 es típica de las galaxias espirales: áreas azules brillantes de formación de estrellas salpican los brazos espirales, mientras que unos filamentos oscuros de polvo siguen la estructura espiral hacia el fulgor amarillo pálido de la población de estrellas maduras del núcleo central.

Galaxia del Remolino
Distancia: 31 millones de años luz.
Diámetro: 100.000 años luz.

Los esplendorosos brazos de la galaxia del Remolino, una de las espirales de gran diseño más magníficas, son factorías de construcción de estrellas a lo largo de la curva de su borde interior, oscuras nubes de polvo se comprimen en brillantes regiones rosadas de formación estelar. Descolgándose de ellas, por el borde exterior de los brazos, el producto acabado: cúmulos recién fundidos de calientes estrellas azules.

Galaxia del Sombrero
Distancia: 28 millones de años luz.
Diámetro: 50.000 años luz.

Con una masa equivalente a 800.000 millones de soles, esta galaxia recibe su nombre por el núcleo bulboso e inusualmente brillante (contiene más de 2.000 cúmulos globulares, 10 veces más de los que orbitan nuestra galaxia) y por las bandas de polvo que se observan de canto en su disco. Las emisiones de rayos X apuntan a que la galaxia Sombrero alberga en su seno un agujero negro con una masa de 1.000 millones de soles.

Galaxia Silverado
Distancia: 98 millones de años luz.
Diámetro: 64.000 años luz.

A finales de noviembre de 1994, una estrella de esta galaxia Silverado brilló más que el fulgor conjunto de sus cientos de miles de millones de compañeras en una supernova de tipo I.

NGC 3314a/3314b
Distancia: 117 y 140 millones de años luz.
Diámetro: 40.000 y 70.000 años luz.

Una alineación casual capta dos galaxias deslizándose una ante la otra como barcos que se cruzan en la noche. NGC 3314a (en primer plano) transita con rumbo seguro a 25 millones de años luz de distancia de 3314b.

NGC 3949
Distancia: 42 millones de años luz.
Diámetro: 35.000 años luz.

NGC 3949 es una galaxia espiral cercana que se considera parecida a nuestra Vía Láctea. Es una espiral relativamente abierta pero, a diferencia de nuestra galaxia, carece de una barra central de estrellas.

Galaxia de Bode
Distancia: 12 millones de años luz.
Diámetro: 72.000 años luz.

A longitudes de onda infrarrojas, la radiación de polvo calentado al resplandor de estrellas jóvenes y luminosas prende en llamas las espirales de la galaxia de Bode.

Situación

Esta galaxia se encuentra en la constelación de los Perros de Caza y se encuentra a una distancia de 25 millones de años luz.

Ascensión recta: 12 horas : 42.1 minutos
Declinación: +12 grados : 32 minutos

Galaxia Ballena (NGC 4631)

NGC 4631 es una galaxia con formación estelar eruptiva, muy distorsionada y orientada de perfil, que se asemeja en muchos aspectos a las galaxias del Puro (M82) y del Escultor. Presenta gran cantidad de rasgos inusuales, muchos de los cuales se deben a interacciones con otras galaxias. Este sistema se halla alterado por complejas interacciones de marea con dos vecinas cercanas: NGC 4627 (sobre su centro), una elíptica enana, y NGC 4656, una espiral de perfil (fuera de la imagen). Grandes corrientes de gas molecular emergen de NGC 4631 debido a las fuerzas de marea y se proyectan hacia sus galaxias compañeras, lo que confirma la relación física entre ellas. Las imágenes en luz visible revelan estas corrientes en forma de puentes de luz tenue que discurren hacia NGC 4627.

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Situación

La galaxia Girasol, también es conocida como NGC 5055. Se encuentra en la constelación de la liebre a una distancia de 23.4 millones de años luz.

Ascensión recta: 13 horas : 15.8 minutos
Declinación: +42 grados : 02 minutos

Galaxia Girasol (M63)

A diferencia de las espirales bien definidas, que cuentan con brazos espirales contrastados, la galaxia Girasol carece de una estructura espiral clara. Sus brazos, fragmentados y floculentos, la ubican en la clase de las galaxias espirales estocásticas. Estos sistemas carecen, al parecer, de las ondas de densidad que, según se cree, dan lugar a los brazos espirales que desempeñan también una función muy importante en los procesos de formación estelar. Entonces, cómo se explica la formación de estrrellas en las galaxias floculentas? Los astrónomos Philip E. Seiden y Humberto Gerola propusieron en 1982 el modelo estocástico, que sostiene que en algunas galaxias se produce la autopropagación de la formación estelar a partir de puntos aleatorios del disco, sin la intervención de ondas de densidad. Las simulaciones por ordenador apoyan este modelo. De hecho, la formación estelar automantenida ocurre con frecuencia, a una escala menor, en los brazos espirales de las galaxias más grandes.

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La galaxia de Barnard, una de las galaxias irregulares más brillantes de nuestro Grupo Local, fue localizada por primera vez por el gran observador E.E.Barnard, 1984. Guarda cierto parecido con la Gran nube de Magallanes, con indicios de estructura, como una destacada barra central de estrellas, y gran número de nebulosas de emisión rosadas, señal segura de procesos de formación estelar.

Esta galaxia ha jugado un papel importante en el desarrollo de nuestras ideas sobre el cosmos, puesto que fue la primera región más allá de las nubes de Magallanes en la que Edwin Hubble identificó estrellas variables cefeidas. Empleando su periodo de variación para calcular su verdadera luminosidad, Hubble estableció que la galaxia de Barnard estaba a 700.000 años luz, por lo menos; es decir, mucho más allá de los 300.000 años luz que los astrónomos calculaban, por aquel entonces, el tamaño total del universo.