Teoría de ondas de densidad
Imagen de la galaxia espiral M81 que combina datos de los telescopios espaciales Hubble , Spitzer y GALEX .

La teoría de ondas de densidad o teoría de ondas de densidad de Lin-Shu es una teoría propuesta por CC Lin y Frank Shu a mediados de la década de 1960 para explicar la estructura del brazo espiral de las galaxias espirales . [1] [2] La teoría de Lin-Shu introduce la idea de una estructura espiral cuasiestática de larga duración (hipótesis QSSS). [1] En esta hipótesis, el patrón espiral gira con una frecuencia angular particular (velocidad del patrón), mientras que las estrellas en el disco galáctico orbitan a velocidades variables , que dependen de su distancia al centro de la galaxia . La presencia de ondas de densidad espirales en las galaxias tiene implicaciones en la formación de estrellas , ya que el gas que orbita alrededor de la galaxia puede comprimirse y causar ondas de choque periódicamente. [3] Teóricamente, la formación de un patrón espiral global se trata como una inestabilidad del disco estelar causada por la propia gravedad , en oposición a las interacciones de marea . [4] La formulación matemática de la teoría también se ha extendido a otros sistemas de discos astrofísicos, [5] como los anillos de Saturno .

Brazos espirales galácticos

Explicación de los brazos de la galaxia espiral.
Simulación de una galaxia con un patrón simple de brazos espirales. Aunque los brazos espirales no giran, la galaxia sí lo hace. Si observas con atención, verás estrellas entrando y saliendo de los brazos espirales a medida que pasa el tiempo.

En un principio, los astrónomos tenían la idea de que los brazos de una galaxia espiral estaban compuestos de materia. Sin embargo, si así fuera, los brazos se enrollarían cada vez más, ya que la materia más cercana al centro de la galaxia gira más rápido que la materia en el borde de la galaxia. [6] Los brazos se volverían indistinguibles del resto de la galaxia después de sólo unas pocas órbitas. Esto se llama el problema del enrollamiento. [7]

En 1964, Lin y Shu propusieron que los brazos no eran de naturaleza material, sino que estaban formados por áreas de mayor densidad, similares a un atasco de tráfico en una autopista. Los automóviles se mueven a través del atasco: la densidad de automóviles aumenta en el medio del mismo. Sin embargo, el atasco en sí se mueve más lentamente. [1] En la galaxia, las estrellas, el gas, el polvo y otros componentes se mueven a través de las ondas de densidad, se comprimen y luego salen de ellas.

Más específicamente, la teoría de ondas de densidad sostiene que la "atracción gravitacional entre estrellas con diferentes radios" evita el llamado problema del enrollamiento y, de hecho, mantiene el patrón espiral. [8]

La velocidad de rotación de los brazos se define como , la velocidad del patrón global. (Por lo tanto, dentro de un cierto marco de referencia no inercial , que gira a , los brazos espirales parecen estar en reposo). Las estrellas dentro de los brazos no son necesariamente estacionarias, aunque a una cierta distancia del centro, , el radio de corrotación, las estrellas y las ondas de densidad se mueven juntas. Dentro de ese radio, las estrellas se mueven más rápidamente ( ) que los brazos espirales, y fuera, las estrellas se mueven más lentamente ( ). [7] Para una espiral de brazos m , una estrella en un radio R desde el centro se moverá a través de la estructura con una frecuencia . Por lo tanto, la atracción gravitatoria entre estrellas solo puede mantener la estructura espiral si la frecuencia a la que una estrella pasa a través de los brazos es menor que la frecuencia epicíclica , , de la estrella. Esto significa que una estructura espiral de larga duración solo existirá entre la resonancia de Lindblad interna y externa (ILR, OLR, respectivamente), que se definen como los radios tales que: y , respectivamente. Más allá de la OLR y dentro de la ILR, la densidad adicional en los brazos espirales atrae con más frecuencia que la tasa epicíclica de las estrellas, y las estrellas son, por lo tanto, incapaces de reaccionar y moverse de tal manera que "refuerce la mejora de la densidad espiral". [8] Ohmio gramo pag {\displaystyle \Omega _{gp}} Ohmio gramo pag {\displaystyle \Omega _{gp}} R do Estilo de visualización R_{c}} Ohmio > Ohmio gramo pag {\displaystyle \Omega >\Omega _{gp}} Ohmio < Ohmio gramo pag {\displaystyle \Omega <\Omega _{gp}} metro ( Ohmio gramo pag − Ohmio ( R ) ) {\displaystyle m(\Omega _{gp}-\Omega (R))} k ( R ) {\displaystyle \kappa (R)} Ohmio ( R ) = Ohmio gramo pag + k / metro {\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}+\kappa /m} Ohmio ( R ) = Ohmio gramo pag − k / metro {\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}-\kappa /m}

  • Animación 1: Si los brazos espirales fueran concentraciones de masa rígidas, la galaxia debería rotar en su totalidad alrededor de su centro para mantener su estructura espiral. Según la observación de Lindblad y las leyes de la física, esto no es así.
  • Animación 2: La rotación diferencial observada por Lindblad disolvería los brazos espirales en un corto período de tiempo si estuvieran compuestos de concentraciones de masa fija.
  • Animación 3: Las órbitas predichas por la teoría de las ondas de densidad permiten la existencia de brazos espirales estables. Las estrellas entran y salen de los brazos espirales a medida que orbitan la galaxia.

Otras implicaciones

La teoría de las ondas de densidad también explica otras observaciones que se han hecho sobre las galaxias espirales. Por ejemplo, "la disposición de las nubes de HI y las bandas de polvo en los bordes interiores de los brazos espirales, la existencia de estrellas jóvenes y masivas y regiones de HI II a lo largo de los brazos, y una abundancia de estrellas viejas y rojas en el resto del disco". [7]

Cuando las nubes de gas y polvo entran en una onda de densidad y se comprimen, la tasa de formación de estrellas aumenta, ya que algunas nubes cumplen el criterio de Jeans y colapsan para formar nuevas estrellas. Dado que la formación de estrellas no ocurre inmediatamente, las estrellas están ligeramente detrás de las ondas de densidad. Las estrellas OB calientes que se crean ionizan el gas del medio interestelar y forman regiones H II. Sin embargo, estas estrellas tienen vidas relativamente cortas y mueren antes de abandonar por completo la onda de densidad. Las estrellas más pequeñas y rojas abandonan la onda y se distribuyen por todo el disco galáctico.

También se ha descrito que las ondas de densidad presionan las nubes de gas y, por lo tanto, catalizan la formación de estrellas. [6]

Aplicación a los anillos de Saturno

Ondas de densidad espirales en el anillo A de Saturno inducidas por resonancias con lunas cercanas .

A finales de los años 1970, Peter Goldreich , Frank Shu y otros aplicaron la teoría de las ondas de densidad a los anillos de Saturno. [9] [10] [11] Los anillos de Saturno (en particular el anillo A ) contienen una gran cantidad de ondas de densidad espirales y ondas de flexión espiral excitadas por resonancias de Lindblad y resonancias verticales (respectivamente) con las lunas de Saturno . La física es en gran medida la misma que con las galaxias, aunque las ondas espirales en los anillos de Saturno están mucho más estrechamente enrolladas (extendiéndose unos pocos cientos de kilómetros como máximo) debido a la gran masa central (Saturno mismo) en comparación con la masa del disco. [11] La misión Cassini reveló ondas de densidad muy pequeñas excitadas por las lunas de los anillos Pan y Atlas y por resonancias de alto orden con las lunas más grandes, [12] así como ondas cuya forma cambia con el tiempo debido a las órbitas variables de Jano y Epimeteo . [13]

Véase también

Referencias

  1. ^ abc Lin, CC; Shu, FH (1964). "Sobre la estructura espiral de las galaxias de disco". Astrophysical Journal . 140 : 646–655. Bibcode :1964ApJ...140..646L. doi : 10.1086/147955 .
  2. ^ Shu, Frank H. (19 de septiembre de 2016). "Seis décadas de teoría de ondas de densidad espiral". Revista anual de astronomía y astrofísica . 54 (1): 667–724. Bibcode :2016ARA&A..54..667S. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023426 . ISSN  0066-4146.
  3. ^ Roberts, WW (1969-10-01). "Formación de choque a gran escala en galaxias espirales y sus implicaciones en la formación estelar". The Astrophysical Journal . 158 : 123. Bibcode :1969ApJ...158..123R. doi :10.1086/150177. ISSN  0004-637X.
  4. ^ Toomre, Alar; Toomre, Juri (1972-12-01). "Puentes y colas galácticas". The Astrophysical Journal . 178 : 623–666. Bibcode :1972ApJ...178..623T. doi :10.1086/151823. ISSN  0004-637X.
  5. ^ Goldreich, P.; Tremaine, S. (1979-11-01). "La excitación de ondas de densidad en las resonancias de Lindblad y de corrotación por un potencial externo" (PDF) . The Astrophysical Journal . 233 : 857–871. Bibcode :1979ApJ...233..857G. doi :10.1086/157448. ISSN  0004-637X.
  6. ^ ab Livio, Mario (2003) [2002]. La proporción áurea: la historia de Phi, el número más asombroso del mundo (Primera edición de bolsillo). Nueva York: Broadway Books . pp. 121-2. ISBN 0-7679-0816-3.
  7. ^ abc Carroll, Bradley W.; Dale A. Ostlie (2007). Introducción a la astrofísica moderna . Addison Wesley. pág. 967. ISBN 978-0-201-54730-6.
  8. ^ de Phillipps, Steven (2005). La estructura y evolución de las galaxias . Wiley. págs. 132-133. ISBN 0-470-85506-1.
  9. ^ Goldreich, Peter ; Tremaine, Scott (mayo de 1978). "La formación de la división de Cassini en los anillos de Saturno". Icarus . 34 (2). Elsevier Science : 240–253. Bibcode :1978Icar...34..240G. doi :10.1016/0019-1035(78)90165-3.
  10. ^ Goldreich, Peter ; Tremaine, Scott (septiembre de 1982). "La dinámica de los anillos planetarios". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 20 (1). Reseñas anuales : 249–283. Código Bibliográfico :1982ARA&A..20..249G. doi :10.1146/annurev.aa.20.090182.001341.
  11. ^ ab Shu, Frank H. (1984). "Ondas en anillos planetarios". En Greenberg, R.; Brahic, A. (eds.). Anillos planetarios . Tucson: University of Arizona Press . págs. 513–561. Código Bibliográfico :1984prin.conf.....G.
  12. ^ Tiscareno, MS; Burns, JA; Nicholson, PD; Hedman, MM; Porco, CC (julio de 2007). "Imágenes de los anillos de Saturno obtenidas con Cassini II. Una técnica wavelet para el análisis de ondas de densidad y otras estructuras radiales en los anillos". Icarus . 189 (1): 14–34. arXiv : astro-ph/0610242 . Bibcode :2007Icar..189...14T. doi :10.1016/j.icarus.2006.12.025. S2CID  2277872.
  13. ^ Tiscareno, MS; Nicholson, PD; Burns, JA; Hedman, MM; Porco, CC (1 de noviembre de 2006). "Descifrando la variabilidad temporal en las ondas de densidad espiral de Saturno: resultados y predicciones". Astrophysical Journal . 651 (1). American Astronomical Society : L65–L68. arXiv : astro-ph/0609242 . Código Bibliográfico :2006ApJ...651L..65T. doi :10.1086/509120. S2CID  61586.

Fuentes externas

  • Bertin, Giuseppe. 2000. Dinámica de las galaxias. Cambridge: Cambridge University Press.
  • Bertin, G. y CC Lin. 1996. Estructura espiral en galaxias: una teoría de ondas de densidad. Cambridge: MIT Press.
  • CC Lin, Yuan, C., y FH Shu, "Sobre la estructura espiral de las galaxias del disco i III. Comparación con las observaciones", Ap.J. 155, 721 (1969). (SCI)
  • Yuan, C., "Aplicación de la teoría de ondas de densidad a la estructura espiral del sistema de la Vía Láctea I. Movimiento sistemático del hidrógeno neutro", Ap.J., 158, 871 (1969). (SCI)
  • Britannica.com: Teoría de las ondas de densidad (estructura galáctica)
  • Enciclopedia científica de Internet: Onda de densidad
  • FactGuru de la Universidad de Ottawa: Teoría de las ondas de densidad
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