El estudio de la formación y evolución de las galaxias se ocupa de los procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo y los procesos que han generado la variedad de estructuras observadas en las galaxias cercanas. . Se supone que la formación de galaxias ocurre a partir de teorías de formación de estructuras , como resultado de pequeñas fluctuaciones cuánticas después del Big Bang . El modelo más simple que coincide en general con los fenómenos observados es el modelo Lambda-CDM , es decir, que la agrupación y la fusión permiten a las galaxias acumular masa, lo que determina tanto su forma como su estructura. La simulación hidrodinámica, que simula tanto bariones como materia oscura , se utiliza ampliamente para estudiar la formación y evolución de galaxias.
Debido a la imposibilidad de realizar experimentos en el espacio exterior, la única forma de "probar" las teorías y modelos de la evolución de las galaxias es compararlos con las observaciones. Las explicaciones sobre cómo se formaron y evolucionaron las galaxias deben poder predecir las propiedades y tipos de galaxias observados.
Edwin Hubble creó uno de los primeros esquemas de clasificación de galaxias, ahora conocido como diagrama del diapasón de Hubble. Dividió las galaxias en elípticas , espirales normales , espirales barradas (como la Vía Láctea ) e irregulares . Estos tipos de galaxias exhiben las siguientes propiedades que pueden explicarse mediante las teorías actuales de evolución de galaxias:
Existe una idea errónea común de que Hubble creía incorrectamente que el diagrama del diapasón describía una secuencia evolutiva para las galaxias, desde galaxias elípticas hasta galaxias espirales, pasando por lenticulares . Este no es el caso; en cambio, el diagrama del diapasón muestra una evolución de simple a complejo sin connotaciones temporales previstas. [1] Los astrónomos ahora creen que las galaxias de disco probablemente se formaron primero y luego evolucionaron hasta convertirse en galaxias elípticas a través de fusiones de galaxias.
Los modelos actuales también predicen que la mayor parte de la masa de las galaxias está formada por materia oscura , una sustancia que no es directamente observable y que podría no interactuar por ningún medio excepto la gravedad. Esta observación surge porque las galaxias no podrían haberse formado como lo han hecho, ni rotar como se ve, a menos que contengan mucha más masa de la que puede observarse directamente.
La etapa más temprana en la evolución de las galaxias es su formación. Cuando se forma una galaxia, tiene forma de disco y se llama galaxia espiral debido a las estructuras de "brazos" en forma de espiral ubicadas en el disco. Existen diferentes teorías sobre cómo se desarrollan estas distribuciones de estrellas en forma de disco a partir de una nube de materia; sin embargo, actualmente ninguna de ellas predice exactamente los resultados de la observación.
Olin Eggen , Donald Lynden-Bell y Allan Sandage [2] en 1962 propusieron una teoría de que las galaxias de disco se forman a través del colapso monolítico de una gran nube de gas. La distribución de la materia en el universo primitivo era en grupos que consistían principalmente en materia oscura. Estos grupos interactuaban gravitacionalmente, generando pares de marea entre sí que actuaban para darles algo de momento angular. A medida que la materia bariónica se enfriaba, disipaba algo de energía y se contraía hacia el centro. Con el momento angular conservado, la materia cerca del centro acelera su rotación. Luego, como una bola de masa de pizza que gira, la materia se convierte en un disco apretado. Una vez que el disco se enfría, el gas no es gravitacionalmente estable, por lo que no puede permanecer como una nube singular y homogénea. Se rompe y estas nubes más pequeñas de gas forman estrellas. Dado que la materia oscura no se disipa ya que solo interactúa gravitacionalmente, permanece distribuida fuera del disco en lo que se conoce como halo oscuro . Las observaciones muestran que hay estrellas ubicadas fuera del disco, lo que no se ajusta del todo al modelo de "masa para pizza". Leonard Searle y Robert Zinn [3] propusieron por primera vez que las galaxias se forman por la coalescencia de progenitores más pequeños. Esta teoría, conocida como escenario de formación de arriba hacia abajo, es bastante simple pero ya no está ampliamente aceptada.
Las teorías más recientes incluyen la agrupación de halos de materia oscura en el proceso ascendente. En lugar de que grandes nubes de gas colapsen para formar una galaxia en la que el gas se divide en nubes más pequeñas, se propone que la materia comenzó en estos grupos "más pequeños" (masa del orden de los cúmulos globulares ), y luego muchos de estos grupos se fusionaron. para formar galaxias, [4] que luego fueron atraídas por la gravitación para formar cúmulos de galaxias . Esto todavía da como resultado distribuciones de materia bariónica en forma de disco con materia oscura formando el halo por las mismas razones que en la teoría de arriba hacia abajo. Los modelos que utilizan este tipo de proceso predicen más galaxias pequeñas que grandes, lo que coincide con las observaciones.
Actualmente los astrónomos no saben qué proceso detiene la contracción. De hecho, las teorías sobre la formación de galaxias de disco no logran determinar la velocidad de rotación y el tamaño de las galaxias de disco. Se ha sugerido que la radiación de estrellas brillantes recién formadas o de un núcleo galáctico activo puede ralentizar la contracción de un disco en formación. También se ha sugerido que el halo de materia oscura puede tirar de la galaxia, deteniendo así la contracción del disco. [5]
El modelo Lambda-CDM es un modelo cosmológico que explica la formación del universo tras el Big Bang . Es un modelo relativamente simple que predice muchas propiedades observadas en el universo, incluida la frecuencia relativa de diferentes tipos de galaxias; sin embargo, subestima la cantidad de galaxias de disco delgado en el universo. [6] La razón es que estos modelos de formación de galaxias predicen un gran número de fusiones. Si las galaxias de disco se fusionan con otra galaxia de masa comparable (al menos el 15 por ciento de su masa), la fusión probablemente destruirá o, como mínimo, alterará en gran medida el disco, y no se espera que la galaxia resultante sea una galaxia de disco (consulte la siguiente sección). ). Si bien esto sigue siendo un problema sin resolver para los astrónomos, no significa necesariamente que el modelo Lambda-CDM sea completamente incorrecto, sino que requiere un mayor refinamiento para reproducir con precisión la población de galaxias en el universo.
Las galaxias elípticas (sobre todo las elípticas supergigantes , como ESO 306-17 ) se encuentran entre algunas de las más grandes conocidas hasta ahora . Sus estrellas se encuentran en órbitas orientadas aleatoriamente dentro de la galaxia (es decir, no giran como las galaxias de disco). Una característica distintiva de las galaxias elípticas es que la velocidad de las estrellas no contribuye necesariamente al aplanamiento de la galaxia, como ocurre en las galaxias espirales. [7] Las galaxias elípticas tienen agujeros negros supermasivos centrales , y las masas de estos agujeros negros se correlacionan con la masa de la galaxia.
Las galaxias elípticas tienen dos etapas principales de evolución. La primera se debe al crecimiento del agujero negro supermasivo mediante la acumulación de gas refrigerante. La segunda etapa está marcada por la estabilización del agujero negro al suprimir el enfriamiento del gas, dejando así la galaxia elíptica en un estado estable. [8] La masa del agujero negro también está correlacionada con una propiedad llamada sigma que es la dispersión de las velocidades de las estrellas en sus órbitas. Esta relación, conocida como relación M-sigma , fue descubierta en 2000. [9] Las galaxias elípticas en su mayoría carecen de discos, aunque algunas protuberancias de galaxias de disco se parecen a las galaxias elípticas. Es más probable que las galaxias elípticas se encuentren en regiones pobladas del universo (como los cúmulos de galaxias ).
Los astrónomos ahora consideran que las galaxias elípticas son algunos de los sistemas más evolucionados del universo. Está ampliamente aceptado que la principal fuerza impulsora de la evolución de las galaxias elípticas son las fusiones de galaxias más pequeñas. Muchas galaxias en el universo están unidas gravitacionalmente a otras galaxias, lo que significa que nunca escaparán de su atracción mutua. Si esas galaxias en colisión son de tamaño similar, la galaxia resultante no parecerá similar a ninguna de las progenitoras, [10] sino que será elíptica. Hay muchos tipos de fusiones de galaxias, que no necesariamente dan como resultado galaxias elípticas, pero sí un cambio estructural. Por ejemplo, se cree que está ocurriendo un evento de fusión menor entre la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes.
Las fusiones entre galaxias tan grandes se consideran violentas y la interacción por fricción del gas entre las dos galaxias puede provocar ondas de choque gravitacionales , que son capaces de formar nuevas estrellas en la nueva galaxia elíptica. [11] Al secuenciar varias imágenes de diferentes colisiones galácticas, se puede observar la línea de tiempo de dos galaxias espirales fusionándose en una sola galaxia elíptica. [12]
En el Grupo Local , la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda están unidas gravitacionalmente y actualmente se acercan entre sí a gran velocidad. Las simulaciones muestran que la Vía Láctea y Andrómeda están en curso de colisión y se espera que choquen en menos de cinco mil millones de años. Durante esta colisión, se espera que el Sol y el resto del Sistema Solar sean expulsados de su trayectoria actual alrededor de la Vía Láctea. El remanente podría ser una galaxia elíptica gigante. [13]
Una observación que debe ser explicada por una teoría exitosa de la evolución de las galaxias es la existencia de dos poblaciones diferentes de galaxias en el diagrama color-magnitud de las galaxias. La mayoría de las galaxias tienden a ubicarse en dos ubicaciones separadas en este diagrama: una "secuencia roja" y una "nube azul". Las galaxias de secuencia roja son generalmente galaxias elípticas que no forman estrellas y tienen poco gas y polvo, mientras que las galaxias nubosas azules tienden a ser galaxias espirales polvorientas que forman estrellas. [15] [16]
Como se describió en secciones anteriores, las galaxias tienden a evolucionar de una estructura espiral a una elíptica mediante fusiones. Sin embargo, el ritmo actual de fusiones de galaxias no explica cómo todas las galaxias pasan de la "nube azul" a la "secuencia roja". Tampoco explica cómo cesa la formación de estrellas en las galaxias. Por lo tanto, las teorías sobre la evolución de las galaxias deben poder explicar cómo se detiene la formación de estrellas en las galaxias. Este fenómeno se llama "apagamiento" de galaxias. [17]
Las estrellas se forman a partir de gas frío (véase también la ley de Kennicutt-Schmidt ), por lo que una galaxia se apaga cuando ya no tiene gas frío. Sin embargo, se cree que el enfriamiento se produce relativamente rápido (en mil millones de años), que es mucho más corto que el tiempo que le tomaría a una galaxia simplemente agotar su reserva de gas frío. [18] [19] Los modelos de evolución de galaxias explican esto planteando la hipótesis de otros mecanismos físicos que eliminan o cortan el suministro de gas frío en una galaxia. Estos mecanismos se pueden clasificar en términos generales en dos categorías: (1) mecanismos de retroalimentación preventiva que impiden que el gas frío entre en una galaxia o impiden que produzca estrellas, y (2) mecanismos de retroalimentación eyectiva que eliminan el gas para que no pueda formar estrellas. [20]
Un mecanismo preventivo teorizado llamado "estrangulación" evita que el gas frío ingrese a la galaxia. La estrangulación es probablemente el principal mecanismo para frenar la formación de estrellas en galaxias cercanas de baja masa. [21] Aún se desconoce la explicación física exacta del estrangulamiento, pero puede tener que ver con las interacciones de una galaxia con otras galaxias. Cuando una galaxia cae en un cúmulo de galaxias, las interacciones gravitacionales con otras galaxias pueden estrangularla al impedir que acumule más gas. [22] Para las galaxias con halos masivos de materia oscura , otro mecanismo preventivo llamado “calentamiento por choque virial ” también puede evitar que el gas se enfríe lo suficiente como para formar estrellas. [19]
Los procesos eyectores, que expulsan gas frío de las galaxias, pueden explicar cómo se apagan las galaxias más masivas. [23] Un mecanismo de eyección es causado por agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias. Las simulaciones han demostrado que el gas que se acumula en agujeros negros supermasivos en los centros galácticos produce chorros de alta energía ; la energía liberada puede expulsar suficiente gas frío para apagar la formación de estrellas. [24]
Nuestra propia Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda parecen estar atravesando actualmente la transición de extinción de galaxias azules formadoras de estrellas a galaxias rojas pasivas. [25]
La energía oscura y la materia oscura representan la mayor parte de la energía del Universo, por lo que es válido ignorar los bariones al simular la formación de estructuras a gran escala (utilizando métodos como la simulación de N-cuerpos ). Sin embargo, dado que los componentes visibles de las galaxias consisten en bariones, es crucial incluir bariones en la simulación para estudiar las estructuras detalladas de las galaxias. Al principio, el componente bariónico se compone principalmente de gas hidrógeno y helio, que luego se transforma en estrellas durante la formación de estructuras. A partir de las observaciones, se pueden probar los modelos utilizados en las simulaciones y mejorar la comprensión de las diferentes etapas de la formación de galaxias.
En las simulaciones cosmológicas, los gases astrofísicos suelen modelarse como gases ideales no viscosos que siguen las ecuaciones de Euler , que pueden expresarse principalmente de tres formas diferentes: métodos lagrangianos, eulerianos o arbitrarios de Lagrange-Eulerian. Diferentes métodos dan formas específicas de ecuaciones hidrodinámicas. [26] Cuando se utiliza el enfoque lagrangiano para especificar el campo, se supone que el observador rastrea una parcela de fluido específica con sus características únicas durante su movimiento a través del espacio y el tiempo. Por el contrario, el enfoque euleriano enfatiza ubicaciones particulares en el espacio por las que pasa el fluido a medida que avanza el tiempo.
Para dar forma a la población de galaxias, las ecuaciones hidrodinámicas deben complementarse con una variedad de procesos astrofísicos regidos principalmente por la física bariónica.
Procesos como la excitación por colisión, la ionización y la dispersión Compton inversa pueden hacer que la energía interna del gas se disipe. En la simulación, los procesos de enfriamiento se realizan acoplando funciones de enfriamiento a ecuaciones de energía. Además del enfriamiento primordial, a alta temperatura domina el enfriamiento de elementos pesados (metales). [27] Cuando , también es necesario considerar la estructura fina y el enfriamiento molecular para simular la fase fría del medio interestelar .
La compleja estructura multifásica, que incluye partículas relativistas y campos magnéticos, dificulta la simulación del medio interestelar. En particular, modelar la fase fría del medio interestelar plantea dificultades técnicas debido a las breves escalas de tiempo asociadas con el gas denso. En las primeras simulaciones, la fase de gas denso frecuentemente no se modela directamente sino que se caracteriza mediante una ecuación de estado politrópica efectiva. [28] Las simulaciones más recientes utilizan una distribución multimodal [29] [30] para describir las distribuciones de densidad y temperatura del gas, que modelan directamente la estructura multifase. Sin embargo, en futuras simulaciones será necesario considerar procesos físicos más detallados, ya que la estructura del medio interestelar afecta directamente la formación de estrellas .
A medida que se acumula gas frío y denso, sufre un colapso gravitacional y eventualmente forma estrellas. Para simular este proceso, una porción del gas se transforma en partículas estelares sin colisiones, que representan poblaciones estelares contemporáneas de una sola metalicidad y se describen mediante una función de masa subyacente inicial. Las observaciones sugieren que la eficiencia de la formación de estrellas en el gas molecular es casi universal: alrededor del 1% del gas se convierte en estrellas por tiempo de caída libre. [31] En las simulaciones, el gas normalmente se convierte en partículas estelares utilizando un esquema de muestreo probabilístico basado en la tasa de formación de estrellas calculada. Algunas simulaciones buscan una alternativa al esquema de muestreo probabilístico y apuntan a capturar mejor la naturaleza agrupada de la formación estelar al tratar los cúmulos estelares como la unidad fundamental de la formación estelar. Este enfoque permite el crecimiento de partículas estelares mediante la acumulación de material del medio circundante. [32] Además de esto, los modelos modernos de formación de galaxias rastrean la evolución de estas estrellas y la masa que devuelven al componente gaseoso, lo que lleva a un enriquecimiento del gas con metales. [33]
Las estrellas influyen en el gas que las rodea inyectando energía e impulso. Esto crea un circuito de retroalimentación que regula el proceso de formación de estrellas. Para controlar eficazmente la formación de estrellas, la retroalimentación estelar debe generar flujos de salida a escala galáctica que expulsen gas de las galaxias. Se utilizan varios métodos para acoplar energía y impulso, particularmente a través de explosiones de supernova, al gas circundante. Estos métodos difieren en cómo se deposita la energía, ya sea térmica o cinéticamente. Sin embargo, en el primer caso debe evitarse un enfriamiento excesivo del gas por radiación. Se espera enfriamiento en gas denso y frío, pero no se puede modelar de manera confiable en simulaciones cosmológicas debido a la baja resolución. Esto provoca un enfriamiento artificial y excesivo del gas, lo que provoca que la energía de retroalimentación de la supernova se pierda a través de la radiación y reduce significativamente su eficacia. En el último caso, la energía cinética no se puede irradiar hasta que se termaliza. Sin embargo, el uso de partículas de viento hidrodinámicamente desacopladas para inyectar impulso de forma no local en el gas que rodea las regiones activas de formación de estrellas aún puede ser necesario para lograr flujos galácticos a gran escala. [34] Los modelos recientes modelan explícitamente la retroalimentación estelar. [35] Estos modelos no solo incorporan retroalimentación de supernova, sino que también consideran otros canales de retroalimentación, como la inyección de energía y momento de los vientos estelares, la fotoionización y la presión de radiación resultante de la radiación emitida por estrellas jóvenes y masivas. [36] Durante el Amanecer Cósmico , la formación de galaxias se produjo en ráfagas cortas de 5 a 30 millones de años debido a la retroalimentación estelar. [37]
También se considera la simulación de agujeros negros supermasivos, sembrándolos numéricamente en halos de materia oscura, debido a su observación en muchas galaxias [38] y al impacto de su masa en la distribución de densidad de masa. Su tasa de acreción masiva se modela frecuentemente mediante el modelo de Bondi-Hoyle.
Los núcleos galácticos activos (AGN) tienen un impacto en los fenómenos de observación de los agujeros negros supermasivos y, además, regulan el crecimiento de los agujeros negros y la formación de estrellas. En las simulaciones, la retroalimentación AGN generalmente se clasifica en dos modos, a saber, modo cuásar y modo radio. La retroalimentación del modo cuásar está vinculada al modo radiativamente eficiente de crecimiento de los agujeros negros y frecuentemente se incorpora mediante inyección de energía o impulso. [39] Se cree que la regulación de la formación de estrellas en galaxias masivas está significativamente influenciada por la retroalimentación en modo de radio, que se produce debido a la presencia de chorros de partículas relativistas altamente colimados. Estos chorros suelen estar vinculados a burbujas de rayos X que poseen suficiente energía para contrarrestar las pérdidas por enfriamiento. [40]
El enfoque ideal de la magnetohidrodinámica se utiliza comúnmente en simulaciones cosmológicas, ya que proporciona una buena aproximación a los campos magnéticos cosmológicos. El efecto de los campos magnéticos sobre la dinámica del gas es generalmente insignificante a grandes escalas cosmológicas. Sin embargo, los campos magnéticos son un componente crítico del medio interestelar ya que proporcionan soporte de presión contra la gravedad [41] y afectan la propagación de los rayos cósmicos. [42]
Los rayos cósmicos desempeñan un papel importante en el medio interestelar al contribuir a su presión, [43] sirviendo como un canal de calentamiento crucial, [44] y potencialmente impulsando salidas de gas galáctico. [45] La propagación de los rayos cósmicos se ve muy afectada por los campos magnéticos. Entonces, en la simulación, las ecuaciones que describen la energía y el flujo de los rayos cósmicos se acoplan a ecuaciones de magnetohidrodinámica . [46]
Las simulaciones de hidrodinámica de radiación son métodos computacionales que se utilizan para estudiar la interacción de la radiación con la materia. En contextos astrofísicos, la hidrodinámica de la radiación se utiliza para estudiar la época de reionización cuando el Universo tenía un alto corrimiento al rojo. Existen varios métodos numéricos utilizados para simulaciones de hidrodinámica de radiación, incluido el trazado de rayos, Monte Carlo y métodos basados en momentos. El trazado de rayos implica rastrear las trayectorias de fotones individuales a través de la simulación y calcular sus interacciones con la materia en cada paso. Este método es costoso desde el punto de vista computacional pero puede producir resultados muy precisos.
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