Formación y evolución de las galaxias

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Cosmología física
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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 plantea la hipótesis de que la formación de galaxias se produce a partir de las teorías de formación de estructuras , como resultado de pequeñas fluctuaciones cuánticas después del Big Bang . El modelo más simple en general de acuerdo con los fenómenos observados es el modelo Lambda-CDM , es decir, la agrupación y fusión permite que las galaxias acumulen masa, lo que determina tanto su forma como su estructura. La simulación hidrodinámica, que simula tanto los bariones como la materia oscura , se usa ampliamente para estudiar la formación y evolución de las galaxias.

Propiedades comúnmente observadas de las galaxias

Diagrama de la morfología de la galaxia con el diapasón de Hubble

Debido a la imposibilidad de realizar experimentos en el espacio exterior, la única forma de “probar” las teorías y los modelos de 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 los tipos de galaxias observados.

Edwin Hubble creó un esquema de clasificación de galaxias temprano, ahora conocido como el diagrama de diapasón de Hubble. Dividió las galaxias en elípticas , espirales normales , espirales barradas (como la Vía Láctea ) e irregulares . Estos tipos de galaxias presentan las siguientes propiedades que pueden explicarse mediante las teorías actuales de evolución de galaxias:

  • Muchas de las propiedades de las galaxias (incluido el diagrama de color-magnitud de las galaxias ) indican que existen fundamentalmente dos tipos de galaxias. Estos grupos se dividen en galaxias azules formadoras de estrellas que se parecen más a las galaxias espirales, y galaxias rojas no formadoras de estrellas que se parecen más a las galaxias elípticas.
  • Las galaxias espirales son bastante delgadas, densas y giran relativamente rápido, mientras que las estrellas en las galaxias elípticas tienen órbitas orientadas aleatoriamente.
  • La mayoría de las galaxias gigantes contienen un agujero negro supermasivo en sus centros, cuya masa varía entre millones y miles de millones de veces la masa del Sol . La masa del agujero negro está ligada a la masa del bulbo o esferoide de la galaxia anfitriona.
  • La metalicidad tiene una correlación positiva con la magnitud absoluta (luminosidad) de una galaxia.

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 se puede observar directamente y que podría no interactuar a través de 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 se puede observar directamente.

Formación de galaxias de disco

La etapa más temprana en la evolución de las galaxias es su formación. Cuando una galaxia se forma, tiene forma de disco y se denomina galaxia espiral debido a las estructuras en forma de "brazo" en 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, por el momento, ninguna de ellas predice exactamente los resultados de la observación.

Teorías de arriba hacia abajo

Olin J. Eggen , Donald Lynden-Bell y Allan Sandage [1] propusieron en 1962 una teoría según la cual las galaxias de disco se forman a través de un colapso monolítico de una gran nube de gas. La distribución de la materia en el universo primitivo se daba en grupos que consistían principalmente en materia oscura. Estos grupos interactuaban gravitacionalmente, ejerciendo pares de marea entre sí que actuaban para darles cierto 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 giratoria de masa de pizza, la materia forma 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 homogénea singular. Se rompe, y estas nubes de gas más pequeñas 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 el halo oscuro . Las observaciones muestran que hay estrellas ubicadas fuera del disco, lo que no encaja del todo con el modelo de la "masa de pizza". Leonard Searle y Robert Zinn [2] propusieron por primera vez que las galaxias se forman por la coalescencia de progenitores más pequeños. Esta teoría, conocida como un escenario de formación de arriba hacia abajo, es bastante simple pero ya no es ampliamente aceptada.

Teoría de abajo hacia arriba

Las teorías más recientes incluyen la agrupación de halos de materia oscura en el proceso de abajo hacia arriba. En lugar de grandes nubes de gas que colapsan para formar una galaxia en la que el gas se descompone en nubes más pequeñas, se propone que la materia comenzó en estos cúmulos "más pequeños" (masa del orden de los cúmulos globulares ), y luego muchos de estos cúmulos se fusionaron para formar galaxias, [3] que luego fueron atraídas por la gravedad 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.

Los astrónomos no saben actualmente qué proceso detiene la contracción. De hecho, las teorías sobre la formación de galaxias en forma de disco no logran reproducir la velocidad de rotación y el tamaño de las galaxias en forma 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 atraer a la galaxia, deteniendo así la contracción del disco. [4]

El modelo Lambda-CDM es un modelo cosmológico que explica la formación del universo después del Big Bang . Es un modelo relativamente simple que predice muchas propiedades observadas en el universo, incluyendo la frecuencia relativa de diferentes tipos de galaxias; sin embargo, subestima el número de galaxias de disco delgado en el universo. [5] 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 perturbará en gran medida el disco, y no se espera que la galaxia resultante sea una galaxia de disco (ver la siguiente sección). Si bien esto sigue siendo un problema sin resolver para los astrónomos, no significa necesariamente que el modelo Lambda-CDM esté completamente equivocado, sino más bien que requiere un mayor refinamiento para reproducir con precisión la población de galaxias en el universo.

Fusiones de galaxias y formación de galaxias elípticas

Imagen de un artista que muestra una tormenta de fuego de estrellas en formación en las profundidades del núcleo de una galaxia elíptica joven y en crecimiento.
NGC 4676 ( Galaxias de los Ratones ) es un ejemplo de una fusión actual.
Las Galaxias Antena son un par de galaxias en colisión: los nudos azules brillantes son estrellas jóvenes que se han encendido recientemente como resultado de la fusión.
ESO 325-G004 , una galaxia elíptica típica

Las galaxias elípticas (sobre todo las elípticas supergigantes , como ESO 306-17 ) se encuentran entre las más grandes conocidas hasta ahora . Sus estrellas están en órbitas que están 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 en las galaxias espirales. [6] 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 acreción de gas de enfriamiento. La segunda etapa está marcada por la estabilización del agujero negro al suprimir el enfriamiento del gas, dejando así a la galaxia elíptica en un estado estable. [7] 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 la relación M-sigma , fue descubierta en 2000. [8] Las galaxias elípticas en su mayoría carecen de discos, aunque algunos bulbos de galaxias de disco se parecen a las galaxias elípticas. Las galaxias elípticas se encuentran con mayor probabilidad en regiones abarrotadas del universo (como los cúmulos de galaxias ).

Los astrónomos consideran que las galaxias elípticas son uno de los sistemas más evolucionados del universo. Se acepta ampliamente que la principal fuerza impulsora de la evolución de las galaxias elípticas son las fusiones de galaxias más pequeñas. Muchas galaxias del universo están ligadas 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 se parecerá a ninguna de las progenitoras, [9] sino que será elíptica. Hay muchos tipos de fusiones de galaxias, que no necesariamente resultan en galaxias elípticas, pero sí en 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 friccional del gas entre las dos galaxias puede causar ondas de choque gravitacionales , que son capaces de formar nuevas estrellas en la nueva galaxia elíptica. [10] 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. [11]

En el Grupo Local , la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda están unidas gravitacionalmente y actualmente se aproximan entre sí a gran velocidad. Las simulaciones muestran que la Vía Láctea y Andrómeda están en curso de colisión y se espera que colisionen 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. [12]

Extinción de galaxias

La formación de estrellas en lo que ahora son galaxias "muertas" se extinguió hace miles de millones de años. [13]

Una observación que debe explicarse para que una teoría de la evolución de las galaxias tenga éxito es la existencia de dos poblaciones diferentes de galaxias en el diagrama de color-magnitud de las galaxias. La mayoría de las galaxias tienden a ubicarse en dos lugares separados en este diagrama: una "secuencia roja" y una "nube azul". Las galaxias de la secuencia roja son generalmente galaxias elípticas sin formación de estrellas con poco gas y polvo, mientras que las galaxias de la nube azul tienden a ser galaxias espirales con formación de estrellas llenas de polvo. [14] [15]

Como se ha descrito en secciones anteriores, las galaxias tienden a evolucionar desde 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 de la evolución de las galaxias deben poder explicar cómo se detiene la formación de estrellas en las galaxias. Este fenómeno se denomina "extinción" de las galaxias. [16]

Las estrellas se forman a partir de gas frío (véase también la ley de Kennicutt-Schmidt ), por lo que una galaxia se extingue cuando ya no tiene más gas frío. Sin embargo, se cree que la extinción se produce con relativa rapidez (en el plazo de 1.000 millones de años), que es mucho más corto que el tiempo que tardaría una galaxia en simplemente agotar su reserva de gas frío. [17] [18] 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 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. [19]

Un mecanismo preventivo teórico llamado “estrangulación” evita que el gas frío entre en la galaxia. La estrangulación es probablemente el principal mecanismo para extinguir la formación de estrellas en galaxias cercanas de baja masa. [20] La explicación física exacta para la estrangulación aún se desconoce, 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 evitar que acumule más gas. [21] 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. [18]

Los procesos eyectivos, que expulsan gas frío de las galaxias, pueden explicar cómo se extinguen las galaxias más masivas. [22] Un mecanismo eyectivo es causado por los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias. Las simulaciones han demostrado que el gas que se acumula en los agujeros negros supermasivos de los centros galácticos produce chorros de alta energía ; la energía liberada puede expulsar suficiente gas frío para extinguir la formación de estrellas. [23]

Nuestra propia Vía Láctea y la cercana Galaxia de Andrómeda parecen estar actualmente atravesando una transición de extinción desde galaxias azules formadoras de estrellas a galaxias rojas pasivas. [24]

Simulación hidrodinámica

La energía oscura y la materia oscura representan la mayor parte de la energía del Universo, por lo que es válido ignorar los bariones cuando se simula 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 consiste principalmente en 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 se puede mejorar la comprensión de las diferentes etapas de la formación de galaxias.

Ecuaciones de Euler

En las simulaciones cosmológicas, los gases astrofísicos se modelan típicamente como gases ideales no viscosos que siguen las ecuaciones de Euler , que se pueden expresar principalmente de tres formas diferentes: métodos lagrangianos, eulerianos o arbitrarios de Lagrange-Euleriano. Diferentes métodos dan formas específicas de ecuaciones hidrodinámicas. [25] 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.

Física Bariónica

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.

Refrigeración por gas

Los procesos, como la excitación por colisión, la ionización y la dispersión Compton inversa , pueden hacer que se disipe la energía interna del gas. En la simulación, los procesos de enfriamiento se realizan acoplando las funciones de enfriamiento a las ecuaciones de energía. Además del enfriamiento primordial, a alta temperatura, predomina el enfriamiento de elementos pesados ​​(metales). [26] Cuando , también es necesario considerar la estructura fina y el enfriamiento molecular para simular la fase fría del medio interestelar .   10 5 K < T < 10 7 K {\displaystyle \ 10^{5}K<T<10^{7}K\,}   T < 10 4 K {\displaystyle \ T<10^{4}K\,}

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 cortas escalas de tiempo asociadas con el gas denso. En las primeras simulaciones, la fase de gas denso con frecuencia no se modela directamente, sino que se caracteriza por una ecuación de estado politrópica efectiva. [27] Las simulaciones más recientes utilizan una distribución multimodal [28] [29] para describir las distribuciones de densidad y temperatura del gas, que modelan directamente la estructura multifásica. Sin embargo, en futuras simulaciones era necesario considerar procesos físicos más detallados, ya que la estructura del medio interestelar afecta directamente la formación de estrellas .

Formación de estrellas

A medida que el gas frío y denso se acumula, sufre un colapso gravitacional y, finalmente, forma estrellas. Para simular este proceso, una parte del gas se transforma en partículas estelares sin colisión, que representan poblaciones estelares coetáneas de metalicidad única y se describen mediante una función de masa subyacente inicial. Las observaciones sugieren que la eficiencia de formación de estrellas en el gas molecular es casi universal, con alrededor del 1% del gas convirtiéndose en estrellas por cada tiempo de caída libre. [30] En las simulaciones, el gas se convierte típicamente en partículas estelares utilizando un esquema de muestreo probabilístico basado en la tasa de formación estelar 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 acreción de material del medio circundante. [31] Además de esto, los modelos modernos de formación de galaxias rastrean la evolución de estas estrellas y la masa que devuelven al componente de gas, lo que lleva a un enriquecimiento del gas con metales. [32]

Retroalimentación estelar

Las estrellas influyen en el gas que las rodea inyectándoles energía y momento, lo que crea un bucle 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 la energía y el momento, en particular a través de explosiones de supernovas, al gas circundante. Estos métodos difieren en la forma en que se deposita la energía, ya sea térmica o cinéticamente. Sin embargo, en el primer caso debe evitarse un enfriamiento radiativo excesivo del gas. Se espera un enfriamiento en un gas denso y frío, pero no puede modelarse de manera confiable en simulaciones cosmológicas debido a la baja resolución. Esto conduce a un enfriamiento artificial y excesivo del gas, lo que hace que la energía de retroalimentación de la supernova se pierda a través de la radiación y reduzca significativamente su efectividad. En el último caso, la energía cinética no puede irradiarse hasta que se termaliza. Sin embargo, el uso de partículas de viento desacopladas hidrodinámicamente para inyectar momento de manera no local en el gas que rodea las regiones activas de formación de estrellas aún puede ser necesario para lograr flujos de salida galácticos a gran escala. [33] Los modelos recientes modelan explícitamente la retroalimentación estelar. [34] Estos modelos no solo incorporan la retroalimentación de las supernovas, 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. [35] Durante el Amanecer Cósmico , la formación de galaxias ocurrió en ráfagas cortas de 5 a 30 millones de años debido a las retroalimentaciones estelares. [36]

Agujeros negros supermasivos

También se considera la simulación de agujeros negros supermasivos, sembrándolos numéricamente en halos de materia oscura, debido a su observación en muchas galaxias [37] y al impacto de su masa en la distribución de densidad de masa. Su tasa de acreción de masa se modela frecuentemente mediante el modelo Bondi-Hoyle.

Núcleos galácticos activos

Los núcleos galácticos activos (AGN) tienen un impacto en los fenómenos observacionales de los agujeros negros supermasivos y, además, regulan el crecimiento de los agujeros negros y la formación de estrellas. En las simulaciones, la retroalimentación de los AGN suele clasificarse en dos modos, a saber, el modo cuásar y el modo radio. La retroalimentación del modo cuásar está vinculada al modo radiativamente eficiente de crecimiento de los agujeros negros y se incorpora con frecuencia a través de la inyección de energía o momento. [38] Se cree que la regulación de la formación de estrellas en galaxias masivas está significativamente influenciada por la retroalimentación del modo radio, que se produce debido a la presencia de chorros altamente colimados de partículas relativistas. Estos chorros suelen estar vinculados a burbujas de rayos X que poseen suficiente energía para contrarrestar las pérdidas por enfriamiento. [39]

Campos magnéticos

El enfoque magnetohidrodinámico ideal se utiliza comúnmente en simulaciones cosmológicas, ya que proporciona una buena aproximación para los campos magnéticos cosmológicos. El efecto de los campos magnéticos en la dinámica del gas es generalmente insignificante en grandes escalas cosmológicas. Sin embargo, los campos magnéticos son un componente crítico del medio interestelar, ya que brindan soporte de presión contra la gravedad [40] y afectan la propagación de los rayos cósmicos. [41]

Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos desempeñan un papel importante en el medio interestelar, ya que contribuyen a su presión [42], actúan como un canal de calentamiento crucial [43] y pueden impulsar las salidas de gas galáctico [44] . La propagación de los rayos cósmicos se ve muy afectada por los campos magnéticos, por lo que en la simulación, las ecuaciones que describen la energía y el flujo de los rayos cósmicos se acoplan a las ecuaciones magnetohidrodinámicas [45] .

Hidrodinámica de la radiación

Las simulaciones de hidrodinámica de la 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 que se utilizan para simulaciones de hidrodinámica de la radiación, incluidos el trazado de rayos, el método de Monte Carlo y los 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 computacionalmente costoso, pero puede producir resultados muy precisos.

  • NGC 3610 muestra cierta estructura en forma de disco brillante, lo que implica que se formó hace poco tiempo.[46]
    NGC 3610 muestra cierta estructura en forma de disco brillante, lo que implica que se formó hace poco tiempo. [46]
  • NGC 891, una galaxia de disco muy delgada
    NGC 891 , una galaxia de disco muy delgada
  • Una imagen de Messier 101, una galaxia espiral prototípica vista de frente
    Una imagen de Messier 101 , una galaxia espiral prototípica vista de frente
  • Una galaxia espiral, ESO 510-G13, se deformó como resultado de una colisión con otra galaxia. Una vez que la otra galaxia haya sido absorbida por completo, la distorsión desaparecerá. El proceso suele tardar millones, si no miles de millones de años.
    Una galaxia espiral, ESO 510-G13 , se deformó como resultado de una colisión con otra galaxia. Una vez que la otra galaxia haya sido absorbida por completo, la distorsión desaparecerá. El proceso suele tardar millones, si no miles de millones de años.

Véase también

Lectura adicional

Referencias

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