Una marea galáctica es una fuerza de marea que experimentan los objetos sujetos al campo gravitatorio de una galaxia , como la Vía Láctea . Entre las áreas de particular interés relacionadas con las mareas galácticas se encuentran las colisiones galácticas , la disrupción de galaxias enanas o satélites y el efecto de marea de la Vía Láctea sobre la nube de Oort del Sistema Solar .
Las fuerzas de marea dependen del gradiente de un campo gravitatorio, más que de su intensidad, por lo que los efectos de las mareas suelen limitarse a los alrededores inmediatos de una galaxia. Dos galaxias grandes que colisionen o pasen cerca una de la otra estarán sujetas a fuerzas de marea muy grandes, que a menudo producen las demostraciones visualmente más impactantes de las mareas galácticas en acción.
Dos galaxias en interacción rara vez (o nunca) chocarán de frente, y las fuerzas de marea distorsionarán cada galaxia a lo largo de un eje que apunta aproximadamente hacia y desde su perturbadora. A medida que las dos galaxias orbitan brevemente entre sí, estas regiones distorsionadas, que se alejan del cuerpo principal de cada galaxia, serán cortadas por la rotación diferencial de la galaxia y arrojadas al espacio intergaláctico , formando colas de marea . Estas colas suelen ser fuertemente curvadas. Si una cola parece ser recta, probablemente se esté viendo de canto. Las estrellas y el gas que componen las colas habrán sido extraídos de los discos galácticos fácilmente distorsionados (u otras extremidades) de uno o ambos cuerpos, en lugar de los centros galácticos ligados gravitacionalmente. [1] Dos ejemplos muy destacados de colisiones que producen colas de marea son las Galaxias de los Ratones y las Galaxias de las Antenas .
Así como la Luna genera dos mareas de agua en lados opuestos de la Tierra, una marea galáctica produce dos brazos en su compañera galáctica. Mientras que una gran cola se forma si la galaxia perturbada es igual o menos masiva que su compañera, si es significativamente más masiva que la galaxia perturbadora, entonces el brazo de cola será relativamente menor, y el brazo líder, a veces llamado puente , será más prominente. [1] Los puentes de marea son típicamente más difíciles de distinguir que las colas de marea: en el primer caso, el puente puede ser absorbido por la galaxia que pasa o la galaxia fusionada resultante, haciéndolo visible por una duración más corta que una cola grande típica. En segundo lugar, si una de las dos galaxias está en primer plano, entonces la segunda galaxia -y el puente entre ellas- pueden estar parcialmente oscurecidos. Juntos, estos efectos pueden hacer que sea difícil ver dónde termina una galaxia y comienza la siguiente. Los bucles de marea , donde una cola se une con su galaxia madre en ambos extremos, son aún más raros. [2]
Como los efectos de marea son más fuertes en las inmediaciones de una galaxia, las galaxias satélite son particularmente propensas a verse afectadas. Una fuerza externa de este tipo sobre un satélite puede producir movimientos ordenados en su interior, lo que lleva a efectos observables a gran escala: la estructura interior y los movimientos de una galaxia satélite enana pueden verse gravemente afectados por una marea galáctica, induciendo la rotación (como ocurre con las mareas de los océanos de la Tierra) o una relación masa- luminosidad anómala. [3] Las galaxias satélite también pueden estar sujetas al mismo desprendimiento por marea que ocurre en las colisiones galácticas, donde las estrellas y el gas son arrancados de los extremos de una galaxia, posiblemente para ser absorbidos por su compañera. La galaxia enana M32 , una galaxia satélite de Andrómeda , puede haber perdido sus brazos espirales debido al desgaste por mareas, mientras que una alta tasa de formación de estrellas en el núcleo restante puede ser el resultado de movimientos inducidos por mareas de las nubes moleculares restantes [4] (debido a que las fuerzas de marea pueden amasar y comprimir las nubes de gas interestelar dentro de las galaxias, inducen grandes cantidades de formación de estrellas en pequeños satélites).
El mecanismo de separación es el mismo que entre dos galaxias comparables, aunque su campo gravitatorio comparativamente débil asegura que sólo el satélite, no la galaxia anfitriona, se vea afectado. Si el satélite es muy pequeño en comparación con la galaxia anfitriona, las colas de desechos de marea producidas probablemente sean simétricas y sigan una órbita muy similar, trazando efectivamente la trayectoria del satélite. [5] Sin embargo, si el satélite es razonablemente grande (normalmente más de una diezmilésima parte de la masa de su anfitriona), entonces la propia gravedad del satélite puede afectar a las colas, rompiendo la simetría y acelerando las colas en diferentes direcciones. La estructura resultante depende tanto de la masa y la órbita del satélite como de la masa y la estructura del supuesto halo galáctico alrededor de la galaxia anfitriona, y puede proporcionar un medio para investigar el potencial de materia oscura de una galaxia como la Vía Láctea. [6]
A lo largo de muchas órbitas alrededor de su galaxia madre, o si la órbita pasa demasiado cerca de ella, una galaxia satélite enana puede acabar desintegrándose por completo y formando una corriente de marea de estrellas y gas que envuelva al cuerpo más grande. Se ha sugerido que los discos extendidos de gas y estrellas alrededor de algunas galaxias, como Andrómeda, pueden ser el resultado de la desintegración total por marea (y la posterior fusión con la galaxia madre) de una galaxia satélite enana. [7]
Los efectos de marea también están presentes dentro de una galaxia, donde sus gradientes probablemente sean más pronunciados. Esto puede tener consecuencias para la formación de estrellas y sistemas planetarios . Por lo general, la gravedad de una estrella dominará dentro de su propio sistema, y solo el paso de otras estrellas afectará sustancialmente la dinámica. Sin embargo, en los confines del sistema, la gravedad de la estrella es débil y las mareas galácticas pueden ser significativas. En el Sistema Solar, la teórica nube de Oort , fuente de la mayoría de los cometas de período largo , se encuentra en esta región de transición.
La nube de Oort es una enorme envoltura que rodea el Sistema Solar, posiblemente con un radio de más de un año luz . En una distancia tan grande, el gradiente del campo gravitatorio de la Vía Láctea desempeña un papel mucho más notable. Debido a este gradiente, las mareas galácticas pueden deformar una nube de Oort que de otro modo sería esférica, estirándola en dirección al centro galáctico y comprimiéndola a lo largo de los otros dos ejes, de la misma manera que la Tierra se distiende en respuesta a la gravedad de la Luna.
La gravedad del Sol es suficientemente débil a tal distancia como para que estas pequeñas perturbaciones galácticas sean suficientes para desalojar algunos planetesimales de órbitas tan distantes, enviándolos hacia el Sol y los planetas reduciendo significativamente sus perihelios . [8] Un cuerpo así, al estar compuesto por una mezcla de roca y hielo, se convertiría en un cometa al ser sometido a la mayor radiación solar presente en el Sistema Solar interior.
Se ha sugerido que la marea galáctica también puede contribuir a la formación de una nube de Oort, al aumentar el perihelio de planetesimales con afelio grande . [9] Esto demuestra que los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. Sin embargo, en conjunto, el efecto puede ser bastante significativo; hasta el 90% de todos los cometas que se originan en una nube de Oort pueden ser el resultado de la marea galáctica. [10]