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Fusión de galaxias

Las galaxias Mice (NGC 4676 A&B) están en proceso de fusionarse.
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 chocan. 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. Los efectos exactos de tales fusiones dependen de una amplia variedad de parámetros, como ángulos de colisión , velocidades y 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 . La tasa de fusión también proporciona a los astrónomos pistas sobre cómo las galaxias crecieron con el tiempo. [1]

Descripción

Durante la fusión, las estrellas y la materia oscura de cada galaxia se ven afectadas por la galaxia que se acerca. Hacia las últimas etapas de la fusión, el potencial gravitacional (es decir, la forma de la galaxia) comienza a cambiar tan rápidamente que las órbitas de las estrellas se alteran enormemente y pierden cualquier rastro de su órbita anterior. Este proceso se llama “relajación violenta”. [2] Por ejemplo, cuando dos galaxias de disco chocan, sus estrellas comienzan 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 complicada y aleatoria que interactúa, que es lo que se observa en las galaxias elípticas.

NGC 3921 es un par de galaxias de disco que interactúan en las últimas etapas de su fusión. [3]

Las fusiones también son lugares de cantidades extremas de formación de estrellas . [4] [5] La tasa de formación estelar (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. [6] [7] Los SFR de fusión típicos son menos de 100 nuevas masas solares por año. [8] [9] Esto es grande en comparación con nuestra galaxia, que produce solo unas pocas estrellas nuevas cada año (~2 estrellas nuevas). [10] Aunque las estrellas casi nunca se acercan lo suficiente como para chocar en fusiones de galaxias, las nubes moleculares gigantes caen rápidamente al centro de la galaxia, donde chocan con otras nubes moleculares. [ cita necesaria ] 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 entre 1.000 y 10.000 millones de años, cuando había mucho más gas (y, por tanto, más nubes moleculares ) en las galaxias. Además, lejos del centro de la galaxia, las nubes de gas chocarán entre sí, produciendo choques que estimularán 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 se ve involucrada en una fusión importante y luego pasan unos pocos miles de millones de años, a la galaxia le quedarán 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 el producto final de fusiones importantes que consumen la mayor parte del gas durante la fusión y, por lo tanto, una mayor formación de estrellas una vez que se apaga la fusión. [ cita necesaria ]

Las fusiones de galaxias se pueden simular 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 , así como la hidrodinámica y la disipación del gas interestelar, la formación de estrellas a partir del gas y la energía y masa liberadas al medio interestelar por las supernovas. . Esta biblioteca de simulaciones de fusiones de galaxias se puede encontrar en el sitio web de GALMER. [11] Un estudio dirigido por Jennifer Lotz del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland, creó simulaciones por computadora para comprender mejor las imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble . [1] El equipo de Lotz intentó dar cuenta de 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 pequeña. El equipo también analizó diferentes órbitas de las galaxias, posibles impactos de colisiones 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 fusiones de galaxias más grandes jamás observada consistió en cuatro galaxias elípticas en el cúmulo CL0958+4702. Puede formar una de las galaxias más grandes del Universo. [12]

Categorías

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

Por numero

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

Fusión binaria
Dos galaxias que interactúan se fusionan.
Fusión múltiple
Tres o más galaxias se fusionan.

Por tamaño

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

Fusión menor
Una fusión es menor si una de las galaxias es significativamente más grande que la otra. La galaxia más grande a menudo "se comerá" a la más pequeña, absorbiendo la mayor parte de su gas y estrellas con pocos 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 Canis Major 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
Una fusión de dos galaxias espirales que son aproximadamente del 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 quásares . 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 encontró 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 prevé que la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda colisionarán en unos 4.500 millones de años . El resultado esperado de la fusión de estas galaxias sería importante ya que tienen tamaños similares y pasarían de dos galaxias espirales de "gran diseño" a (probablemente) una galaxia elíptica gigante .

Por riqueza de gas

Las fusiones se pueden clasificar por 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 . [13]
Fusión seca
Una fusión entre galaxias pobres en gas (galaxias "rojas") se llama seca . Las fusiones secas normalmente no cambian mucho las tasas de formación estelar de las galaxias , pero pueden desempeñar un papel importante en el aumento de la masa estelar . [13]
Fusión húmeda
Se produce una fusión húmeda entre los mismos dos tipos de galaxias mencionados anteriormente (galaxias "azules" y "rojas"), si hay suficiente gas para impulsar una formación estelar significativa , pero no suficiente para formar cúmulos globulares . [14]
Fusión mixta
Una fusión mixta se produce cuando se fusionan galaxias ricas y pobres en gas (galaxias "azules" y "rojas").

Árboles de historia de fusiones

En el modelo cosmológico estándar, se espera que cualquier galaxia 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 históricamente identificados como galaxias durante el siglo veinte. El modelado de la gráfica matemática de las fusiones de estos halos de materia oscura y, a su vez, de la correspondiente formación estelar, se trató inicialmente bien mediante el análisis de simulaciones de N cuerpos puramente gravitacionales [15] [16] o mediante el uso de realizaciones numéricas de estadísticas ("semi -analíticas"). [17]

En una conferencia de cosmología observacional celebrada en 1992 en Milán , [15] Roukema, Quinn y Peterson mostraron los primeros árboles históricos de fusiones de halos de materia oscura extraídos de simulaciones cosmológicas de N -cuerpos. Estos árboles históricos de fusiones se combinaron con fórmulas para tasas de formación estelar y síntesis de poblaciones evolutivas, produciendo funciones sintéticas de luminosidad de galaxias (estadísticas de cuántas galaxias son intrínsecamente brillantes o débiles) en diferentes épocas cosmológicas. [15] [16] Dada la compleja dinámica de las fusiones de halos de materia oscura, un problema fundamental en el modelado del árbol histórico de fusiones 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 optó por definir esta relación exigiendo que el halo en el paso temporal posterior contenga estrictamente más del 50 por ciento de las partículas en el halo en el paso temporal anterior; esto garantizaba que entre dos pasos de tiempo, cualquier halo podría tener como máximo un único descendiente. [18] 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. [18]

De forma independiente, Lacey y Cole mostraron en la misma conferencia de 1992 [19] cómo utilizaron el formalismo de Press-Schechter combinado con la fricción dinámica para generar estadísticamente realizaciones de Monte Carlo de los árboles históricos de fusión de halos de materia oscura y la correspondiente formación de los núcleos estelares (galaxias). de los halos. [17] 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 supernovas y para la hipotética conversión de galaxias de disco en galaxias elípticas. [20] Tanto el grupo Kauffmann como Okamoto y Nagashima adoptaron posteriormente el enfoque del árbol histórico de fusiones derivado de la simulación de N cuerpos. [21] [22]

Ejemplos

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

Galería

Fusionando galaxias

Ver también

Referencias

  1. ^ abcd "Los astrónomos determinan la tasa de colisión de galaxias". Sitio Hubble . 27 de octubre de 2011. Archivado desde el original el 8 de junio de 2021 . Consultado el 16 de abril de 2012 .
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  4. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, RM (eds.). [no se cita ningún título de presentación] . Starbursts: de 30 Doradus a Lyman Break Galaxies; Cambridge, Reino Unido; 6 a 10 de septiembre de 2004. Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. vol. 329. Dordrecht, DE: Springer. pag. 143.[ se necesita cita completa ]
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enlaces externos