stringtranslate.com

Fusión de galaxias

Las galaxias de los ratones (NGC 4676 A y B) están en proceso de fusión.
Esta impresión artística muestra la fusión entre dos galaxias que conduce a la formación de una galaxia de disco.

Las fusiones de galaxias pueden ocurrir cuando dos (o más) galaxias colisionan. Son el tipo más violento de interacción galáctica . Las interacciones gravitacionales entre galaxias y la fricción entre el gas y el polvo tienen efectos importantes en las galaxias involucradas, pero los efectos exactos de tales fusiones dependen de una amplia variedad de parámetros como los ángulos de colisión , las velocidades y el tamaño/composición relativos, y actualmente son un área de investigación extremadamente activa. Las fusiones de galaxias son importantes porque la tasa de fusión es una medida fundamental de la evolución de las galaxias y también proporciona a los astrónomos pistas sobre cómo las galaxias crecieron hasta sus formas actuales a lo largo de largos períodos de tiempo. [1]

Descripción

Durante la fusión, las estrellas y la materia oscura de cada galaxia se ven afectadas por la galaxia que se aproxima. Hacia las últimas etapas de la fusión, el potencial gravitatorio comienza a cambiar tan rápidamente que las órbitas de las estrellas se alteran en gran medida y pierden todo rastro de su órbita anterior. Este proceso se llama "relajación violenta". [2] Por ejemplo, cuando dos galaxias de disco chocan, comienzan con sus estrellas en una rotación ordenada en los planos de los dos discos separados. Durante la fusión, ese movimiento ordenado se transforma en energía aleatoria (" termalizada "). La galaxia resultante está dominada por estrellas que orbitan la galaxia en una red de órbitas interactivas complicadas y aleatorias, que es lo que se observa en las galaxias elípticas.

NGC 3921 es un par de galaxias de disco en interacción en las últimas etapas de su fusión. [3]
ESO 239-2, un par de galaxias en interacción situadas a 550 millones de años luz en la constelación de Grus. Estas galaxias se encuentran actualmente en las últimas etapas de fusión, cuyo resultado final sería una galaxia elíptica . [4]

Las fusiones también son lugares de cantidades extremas de formación de estrellas . [5] [6] La tasa de formación de estrellas (SFR) durante una fusión importante puede alcanzar miles de masas solares de nuevas estrellas cada año, dependiendo del contenido de gas de cada galaxia y su corrimiento al rojo. [7] [8] Las SFR de fusión típicas son menos de 100 nuevas masas solares por año. [9] [10] Esto es grande en comparación con nuestra galaxia, que produce solo unas pocas estrellas nuevas cada año (~2 nuevas estrellas). [11] Aunque las estrellas casi nunca se acercan lo suficiente como para colisionar en las fusiones de galaxias, nubes moleculares gigantes caen rápidamente al centro de la galaxia donde chocan con otras nubes moleculares. [ cita requerida ] Estas colisiones luego inducen condensaciones de estas nubes en nuevas estrellas. Podemos ver este fenómeno en la fusión de galaxias en el universo cercano. Sin embargo, este proceso fue más pronunciado durante las fusiones que formaron la mayoría de las galaxias elípticas que vemos hoy, que probablemente ocurrieron hace 1-10 mil millones de años, cuando había mucho más gas (y por lo tanto más nubes moleculares ) en las galaxias. Además, lejos del centro de la galaxia, las nubes de gas se chocarán entre sí, produciendo choques que estimulan la formación de nuevas estrellas en las nubes de gas. El resultado de toda esta violencia es que las galaxias tienden a tener poco gas disponible para formar nuevas estrellas después de fusionarse. Por lo tanto, si una galaxia está involucrada en una fusión importante, y luego pasan unos pocos miles de millones de años, la galaxia tendrá muy pocas estrellas jóvenes (ver Evolución estelar ). Esto es lo que vemos en las galaxias elípticas actuales, muy poco gas molecular y muy pocas estrellas jóvenes. Se cree que esto se debe a que las galaxias elípticas son los productos finales de fusiones importantes que consumen la mayor parte del gas durante la fusión y, por lo tanto, se extingue la formación de estrellas después de la fusión. [ cita requerida ]

SDSSCGB 10389, un trío de galaxias que se fusionan en un solo objeto. [12]

Las fusiones de galaxias pueden simularse en computadoras, para aprender más sobre la formación de galaxias. Se pueden seguir pares de galaxias inicialmente de cualquier tipo morfológico, teniendo en cuenta todas las fuerzas gravitacionales , y también la hidrodinámica y la disipación del gas interestelar, la formación de estrellas a partir del gas y la energía y masa liberadas de vuelta al medio interestelar por las supernovas . Se puede encontrar una biblioteca de simulaciones de fusiones de galaxias en el sitio web de GALMER. [13] Un estudio dirigido por Jennifer Lotz del Space Telescope Science Institute en Baltimore, Maryland, creó simulaciones por computadora para comprender mejor las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble . [1] El equipo de Lotz intentó tener en cuenta una amplia gama de posibilidades de fusión, desde un par de galaxias con masas iguales uniéndose hasta una interacción entre una galaxia gigante y una diminuta. El equipo también analizó diferentes órbitas para las galaxias, posibles impactos de colisión y cómo se orientaban las galaxias entre sí. En total, el grupo ideó 57 escenarios de fusión diferentes y estudió las fusiones desde 10 ángulos de visión diferentes. [1]

Una de las mayores fusiones de galaxias jamás observadas consistió en cuatro galaxias elípticas en el cúmulo CL0958+4702. Podría formar una de las galaxias más grandes del Universo. [14]

Categorías

Las fusiones de galaxias se pueden clasificar en grupos distintos debido a las propiedades de las galaxias fusionadas , como su número, su tamaño comparativo y su riqueza de gas .

Por numero

Las fusiones se pueden clasificar según el número de galaxias involucradas en el proceso:

Fusión binaria
Dos galaxias en interacción se fusionan.
Fusión múltiple
Tres o más galaxias se fusionan.

Por tamaño

Las fusiones se pueden clasificar según el grado en que la galaxia más grande involucrada cambia de tamaño o forma debido a la fusión:

Fusión menor
Una fusión es menor si una de las galaxias es significativamente más grande que las otras. La galaxia más grande a menudo "se come" a la más pequeña (un fenómeno llamado acertadamente "canibalismo galáctico"), absorbiendo la mayor parte de su gas y estrellas sin apenas otros efectos significativos en la galaxia más grande. Se cree que nuestra galaxia natal, la Vía Láctea , está absorbiendo actualmente varias galaxias más pequeñas de esta manera, como la Galaxia Enana del Can Mayor y posiblemente las Nubes de Magallanes . Se cree que la Corriente Estelar de Virgo son los restos de una galaxia enana que se ha fusionado en su mayor parte con la Vía Láctea.
Fusión importante
La fusión de dos galaxias espirales que tienen aproximadamente el mismo tamaño es importante ; si chocan en ángulos y velocidades apropiados, probablemente se fusionarán de una manera que expulse gran parte del polvo y el gas a través de una variedad de mecanismos de retroalimentación que a menudo incluyen una etapa en la que hay núcleos galácticos activos . Se cree que esta es la fuerza impulsora detrás de muchos cuásares . El resultado es una galaxia elíptica , y muchos astrónomos plantean la hipótesis de que este es el mecanismo principal que crea las elípticas.

Un estudio descubrió que las galaxias grandes se fusionaron entre sí en promedio una vez durante los últimos 9 mil millones de años. Las galaxias pequeñas se fusionaron con galaxias grandes con mayor frecuencia. [1] Tenga en cuenta que se predice que la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda colisionarán en aproximadamente 4.5 mil millones de años . El resultado esperado de la fusión de estas galaxias sería importante , ya que tienen tamaños similares y cambiarán de dos galaxias espirales de "gran diseño" a (probablemente) una galaxia elíptica gigante .

Por la riqueza del gas

Las fusiones se pueden clasificar según el grado en que interactúa el gas (si lo hay) transportado dentro y alrededor de las galaxias en fusión:

Fusión húmeda
Una fusión húmeda se produce entre galaxias ricas en gas (galaxias "azules"). Las fusiones húmedas suelen producir una gran cantidad de formación estelar, transforman las galaxias de disco en galaxias elípticas y desencadenan la actividad de los cuásares . [15]
Fusión seca
Una fusión entre galaxias pobres en gas (galaxias "rojas") se denomina fusión seca . Las fusiones secas normalmente no modifican en gran medida las tasas de formación estelar de las galaxias , pero pueden desempeñar un papel importante en el aumento de la masa estelar . [15]
Fusión húmeda
Una fusión húmeda ocurre entre los mismos dos tipos de galaxias mencionados anteriormente (galaxias "azules" y "rojas"), si hay suficiente gas para alimentar una formación estelar significativa pero no lo suficiente para formar cúmulos globulares . [16]
Fusión mixta
Una fusión mixta ocurre cuando galaxias ricas en gas y galaxias pobres en gas (galaxias "azules" y "rojas") se fusionan.

Árboles de historial de fusiones

En el modelo cosmológico estándar, se espera que cualquier galaxia individual se haya formado a partir de unas pocas o muchas fusiones sucesivas de halos de materia oscura , en las que el gas se enfría y forma estrellas en los centros de los halos, convirtiéndose en los objetos ópticamente visibles identificados históricamente como galaxias durante el siglo XX. El modelado del gráfico matemático de las fusiones de estos halos de materia oscura, y a su vez, la formación estelar correspondiente, se abordó inicialmente mediante el análisis de simulaciones puramente gravitacionales de N cuerpos [17] [18] o mediante el uso de realizaciones numéricas de fórmulas estadísticas ("semianalíticas"). [19]

En una conferencia de cosmología observacional de 1992 en Milán , [17] Roukema, Quinn y Peterson mostraron los primeros árboles de historia de fusión de halos de materia oscura extraídos de simulaciones cosmológicas de N cuerpos. Estos árboles de historia de fusión se combinaron con fórmulas para tasas de formación de estrellas y síntesis de población evolutiva, produciendo funciones de luminosidad sintéticas de galaxias (estadísticas de cuántas galaxias son intrínsecamente brillantes o débiles) en diferentes épocas cosmológicas. [17] [18] Dada la dinámica compleja de las fusiones de halos de materia oscura, un problema fundamental en el modelado de árboles de historia de fusión es definir cuándo un halo en un paso de tiempo es descendiente de un halo en el paso de tiempo anterior. El grupo de Roukema eligió definir esta relación al requerir que el halo en el paso de tiempo posterior contuviera estrictamente más del 50 por ciento de las partículas en el halo en el paso de tiempo anterior; esto garantizaba que entre dos pasos de tiempo, cualquier halo podría tener como máximo un solo descendiente. [20] Este método de modelado de formación de galaxias produce modelos calculados rápidamente de poblaciones de galaxias con espectros sintéticos y propiedades estadísticas correspondientes comparables con las observaciones. [20]

De forma independiente, Lacey y Cole mostraron en la misma conferencia de 1992 [21] cómo utilizaron el formalismo Press-Schechter combinado con fricción dinámica para generar estadísticamente realizaciones de Monte Carlo de árboles históricos de fusión de halos de materia oscura y la formación correspondiente de los núcleos estelares (galaxias) de los halos. [19] Kauffmann , White y Guiderdoni ampliaron este enfoque en 1993 para incluir fórmulas semianalíticas para el enfriamiento de gas, la formación de estrellas, el recalentamiento de gas de las supernovas y para la conversión hipotética de galaxias de disco en galaxias elípticas. [22] Tanto el grupo de Kauffmann como Okamoto y Nagashima adoptaron posteriormente el enfoque del árbol histórico de fusión derivado de la simulación de N cuerpos. [23] [24]

Ejemplos

Algunas de las galaxias que están en proceso de fusión o se cree que se formaron mediante fusión son:

Galería

Fusión de galaxias

Véase también

Referencias

  1. ^ abcd "Los astrónomos determinan la tasa de colisión de galaxias". HubbleSite . 27 de octubre de 2011. Archivado desde el original el 8 de junio de 2021 . Consultado el 16 de abril de 2012 .
  2. ^ van Albada, TS (1982). "Formación de galaxias sin disipación y la ley de R elevada a 1/4". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 201 : 939. Bibcode :1982MNRAS.201..939V. doi : 10.1093/mnras/201.4.939 .
  3. ^ "Evolución en cámara lenta". Space Telscope Science Institute . Consultado el 15 de septiembre de 2015 .
  4. ^ "Galaxia en interacción con el Hubble ESO 239-2". HubbleSite . Consultado el 30 de agosto de 2024 .
  5. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, RM (eds.). [sin título de presentación citado] . Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies; Cambridge, Reino Unido; 6–10 de septiembre de 2004. Astrophysics & Space Science Library. Vol. 329. Dordrecht, DE: Springer. pág. 143.[ Se necesita cita completa ]
  6. ^ Starbursts: desde 30 Doradus hasta Lyman rompen galaxias. Richard De Grijs, Rosa M. González Delgado. Dordrecht: Springer. 2005. pág. 143.ISBN​ 978-1-4020-3539-5.OCLC 262677690  .{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: otros ( enlace )
  7. ^ Ostriker, Eve C. ; Shetty, Rahul (2012). "Discos galácticos de máxima formación estelar I. Regulación de brotes de formación estelar mediante turbulencia impulsada por retroalimentación". The Astrophysical Journal . 731 (1): 41. arXiv : 1102.1446 . Bibcode :2011ApJ...731...41O. doi :10.1088/0004-637X/731/1/41. S2CID  2584335. 41.
  8. ^ Brinchmann, J.; et al. (2004). "Las propiedades físicas de las galaxias formadoras de estrellas en el universo de bajo corrimiento al rojo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 351 (4): 1151–1179. arXiv : astro-ph/0311060 . Bibcode :2004MNRAS.351.1151B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x . S2CID  12323108.
  9. ^ Moster, Benjamin P.; et al. (2011). "Los efectos de un halo gaseoso caliente en las principales fusiones de galaxias". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (4): 3750–3770. arXiv : 1104.0246 . Bibcode :2011MNRAS.415.3750M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x . S2CID  119276663.
  10. ^ Hirschmann, Michaela; et al. (2012). "Formación de galaxias en modelos semianalíticos y simulaciones de zoom hidrodinámico cosmológico". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (4): 3200–3222. arXiv : 1104.1626 . Código Bibliográfico :2012MNRAS.419.3200H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x . S2CID  118710949.
  11. ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). "Hacia una unificación de las determinaciones de la tasa de formación estelar en la Vía Láctea y otras galaxias". The Astronomical Journal . 142 (6): 197. arXiv : 1110.4105 . Bibcode :2011AJ....142..197C. doi :10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID  119298282. 197.
  12. ^ [email protected]. "Curso intensivo galáctico". www.esahubble.org . Consultado el 31 de agosto de 2024 .
  13. ^ "Biblioteca de fusión de galaxias". 27 de marzo de 2010. Consultado el 27 de marzo de 2010 .
  14. ^ "Las galaxias chocan en una fusión de cuatro bandas". BBC News . 6 de agosto de 2007 . Consultado el 7 de agosto de 2007 .
  15. ^ ab Lin, Lihwal; et al. (julio de 2008). "La evolución del corrimiento al rojo de las fusiones de galaxias húmedas, secas y mixtas a partir de pares de galaxias cercanos en el sondeo DEEP2 Galaxy Redshift Survey". The Astrophysical Journal . 681 (232): 232–243. arXiv : 0802.3004 . Bibcode :2008ApJ...681..232L. doi :10.1086/587928. S2CID  18628675.
  16. ^ Forbes, Duncan A.; et al. (abril de 2007). "Fusiones húmedas: ¿fusiones gaseosas recientes sin formación significativa de cúmulos globulares?". The Astrophysical Journal . 659 (1): 188–194. arXiv : astro-ph/0612415 . Código Bibliográfico :2007ApJ...659..188F. doi :10.1086/512033. S2CID  15213247.
  17. ^ abc Roukema, Boudewijn F.; Quinn, Peter J .; Peterson, Bruce A. (enero de 1993). "Evolución espectral de galaxias en fusión/acreción". Cosmología observacional . Serie de conferencias ASP. vol. 51. Sociedad Astronómica del Pacífico . pag. 298. Código Bib : 1993ASPC...51..298R .
  18. ^ ab Roukema, Boudewijn F.; Yoshii, Yuzuru (noviembre de 1993). "El fracaso de los modelos de fusión simples para salvar un universo plano Omega0 = 1". La revista astrofísica . 418 . Editorial IOP : L1. Código Bib : 1993ApJ...418L...1R . doi :10.1086/187101.
  19. ^ ab Lacey, Cedric; Cole, Shaun (junio de 1993). "Tasas de fusión en modelos jerárquicos de formación de galaxias". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 262 (3). Oxford University Press : 627–649. Bibcode : 1993MNRAS.262..627L . doi : 10.1093/mnras/262.3.627 .
  20. ^ ab Roukema, Boudewijn F.; Quinn, Peter J .; Peterson, Bruce A .; Rocca-Volmerange, Brigitte (diciembre de 1997). "Fusionar árboles históricos de halos de materia oscura: una herramienta para explorar modelos de formación de galaxias". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 292 (4): 835–852. arXiv : astro-ph/9707294 . Código Bib : 1997MNRAS.292..835R . doi : 10.1093/mnras/292.4.835 . S2CID  15265628.
  21. ^ Lacey, Cedric; Cole, Shaun (enero de 1993). "Tasas de fusión en modelos jerárquicos de formación de galaxias" (PDF) . Observational Cosmology . Serie de conferencias de la ASP. Vol. 51. Astronomical Society of the Pacific . págs. 627–649. Bibcode : 1993ASPC...51..192L . doi : 10.1093/mnras/262.3.627 .
  22. ^ Kauffmann, Guinevere ; White, Simon DM ; Guiderdoni, Bruno (septiembre de 1993). "Agrupamiento de galaxias en un universo jerárquico - II. Evolución hacia un alto corrimiento al rojo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 264 . IOP Publishing : 201. Bibcode : 1993MNRAS.264..201K . doi : 10.1093/mnras/264.1.201 .
  23. ^ Kauffmann, Guinevere ; Kolberg, Jörg M.; Diaferio, Antonaldo; White, Simon DM (agosto de 1999). "Agrupamiento de galaxias en un universo jerárquico - II. Evolución hacia un alto corrimiento al rojo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 307 (3): 529–536. arXiv : astro-ph/9809168 . Bibcode :1999MNRAS.307..529K. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02711.x . S2CID  17636817.
  24. ^ Okamoto, Takashi; Nagashima, Masahiro (enero de 2001). "Relación morfología-densidad para cúmulos simulados de galaxias en universos fríos dominados por materia oscura". The Astrophysical Journal . 547 (1): 109–116. arXiv : astro-ph/0004320 . Código Bibliográfico :2001ApJ...547..109O. doi :10.1086/318375. S2CID  6011298.
  25. ^ "Una mirada al futuro". www.spacetelescope.org . Consultado el 16 de octubre de 2017 .
  26. ^ "Gusano luminoso galáctico". ESA/Hubble . Consultado el 27 de marzo de 2013 .
  27. ^ "Galaxias en transformación". Imagen de la semana . ESA/Hubble . Consultado el 6 de febrero de 2012 .
  28. ^ "Megafusiones de galaxias antiguas: ALMA y APEX descubren conglomerados masivos de galaxias en formación en el Universo temprano". www.eso.org . Consultado el 26 de abril de 2018 .
  29. ^ "V cósmica volante de galaxias en fusión". Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 12 de febrero de 2013 .
  30. ^ "ESO 99-4". Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 24 de abril de 2018 .

Enlaces externos