Bulto galáctico

En astronomía , un bulbo galáctico (o simplemente bulto ) es un grupo de estrellas muy compacto dentro de una formación estelar más grande . El término se refiere casi exclusivamente al grupo central de estrellas que se encuentra en la mayoría de las galaxias espirales (véase esferoide galáctico ). Históricamente, se pensaba que los bulbos eran galaxias elípticas que tenían un disco de estrellas a su alrededor, pero las imágenes de alta resolución obtenidas con el telescopio espacial Hubble han revelado que muchos bulbos se encuentran en el corazón de una galaxia espiral. Ahora se cree que hay al menos dos tipos de bulbos: los bulbos que son como elípticas y los bulbos que son como galaxias espirales.

Los bulbos que tienen propiedades similares a las de las galaxias elípticas a menudo se denominan "bulbos clásicos" debido a su similitud con la visión histórica de los bulbos. ^[2] Estos bulbos están compuestos principalmente de estrellas que son más antiguas, estrellas de Población II , y por lo tanto tienen un tono rojizo (ver evolución estelar ). ^[3] Estas estrellas también están en órbitas que son esencialmente aleatorias en comparación con el plano de la galaxia, lo que le da al bulbo una forma esférica distintiva. ^[3] Debido a la falta de polvo y gases, los bulbos tienden a no tener casi formación de estrellas. La distribución de la luz se describe mediante un perfil sésico .

Se cree que los bulbos clásicos son el resultado de colisiones de estructuras más pequeñas. Las fuerzas gravitacionales convulsivas y los torques alteran las trayectorias orbitales de las estrellas, lo que da lugar a las órbitas aleatorias de los bulbos. Si alguna de las galaxias progenitoras era rica en gas, las fuerzas de marea también pueden causar entradas de gas al núcleo de la galaxia recién fusionada. Después de una gran fusión , es más probable que las nubes de gas se conviertan en estrellas, debido a los choques (véase formación estelar ). Un estudio ha sugerido que alrededor del 80% de las galaxias en el campo carecen de un bulbo clásico, lo que indica que nunca han experimentado una gran fusión. ^[4] La fracción de galaxias sin bulbo del Universo ha permanecido aproximadamente constante durante al menos los últimos 8 mil millones de años. ^{[5] En contraste, alrededor de dos tercios de las galaxias en} cúmulos de galaxias densos (como el cúmulo de Virgo ) poseen un bulbo clásico, lo que demuestra el efecto disruptivo de su aglomeración. ^[4]

Muchos bulbos tienen propiedades más similares a las de las regiones centrales de las galaxias espirales que las de las galaxias elípticas. ^{[6] [7] [8]} A menudo se los denomina pseudobulbos o bulbos en forma de disco. Estos bulbos tienen estrellas que no orbitan de manera aleatoria, sino que orbitan de manera ordenada en el mismo plano que las estrellas del disco exterior. Esto contrasta enormemente con las galaxias elípticas.

Estudios posteriores (utilizando el telescopio espacial Hubble ) muestran que los bulbos de muchas galaxias no están desprovistos de polvo, sino que muestran una estructura variada y compleja. ^[3] Esta estructura a menudo parece similar a una galaxia espiral , pero es mucho más pequeña. Las galaxias espirales gigantes suelen tener entre 2 y 100 veces el tamaño de las espirales que existen en los bulbos. Donde existen, estas espirales centrales dominan la luz del bulbo en el que residen. Normalmente, la velocidad a la que se forman nuevas estrellas en los pseudobulbos es similar a la velocidad a la que se forman las estrellas en las galaxias de disco. A veces, los bulbos contienen anillos nucleares que forman estrellas a una velocidad mucho mayor (por área) que la que se encuentra normalmente en los discos exteriores, como se muestra en NGC 4314 (ver foto).

Propiedades como la estructura espiral y las estrellas jóvenes sugieren que algunos bulbos no se formaron mediante el mismo proceso que dio origen a las galaxias elípticas y a los bulbos clásicos. Sin embargo, las teorías sobre la formación de los pseudobulbos son menos seguras que las de los bulbos clásicos. Los pseudobulbos pueden ser el resultado de fusiones extremadamente ricas en gas que ocurrieron más recientemente que las fusiones que formaron los bulbos clásicos (dentro de los últimos 5 mil millones de años). Sin embargo, es difícil que los discos sobrevivan al proceso de fusión, lo que pone en duda este escenario.

Muchos astrónomos sugieren que los abultamientos que parecen similares a los discos se forman fuera del disco y no son el producto de un proceso de fusión. Cuando se dejan en paz, las galaxias de disco pueden reorganizar sus estrellas y gas (como respuesta a las inestabilidades). Los productos de este proceso (llamado evolución secular) se observan a menudo en dichas galaxias; tanto los discos espirales como las barras galácticas pueden resultar de la evolución secular de los discos galácticos. También se espera que la evolución secular envíe gas y estrellas al centro de una galaxia. Si esto sucede, eso aumentaría la densidad en el centro de la galaxia y, por lo tanto, formaría un abultamiento con propiedades similares a las de las galaxias de disco.

Si la evolución secular, o la evolución lenta y constante de una galaxia, ^[9] es responsable de la formación de un número significativo de protuberancias, entonces muchas galaxias no han experimentado una fusión desde la formación de su disco. Esto significaría que las teorías actuales sobre la formación y evolución de las galaxias sobreestiman enormemente el número de fusiones en los últimos miles de millones de años. ^{[3] [4] [5]}

Las galaxias vistas de canto a veces pueden tener un bulto cuadrado o en forma de cacahuete con una forma de X. La naturaleza cuadrada del bulto de la Vía Láctea fue revelada por el satélite COBE y luego confirmada con el sondeo VVV con la ayuda de estrellas de cúmulos rojos . El sondeo VVV también encontró dos poblaciones superpuestas de estrellas de cúmulos rojos y una forma de X del bulto. El satélite WISE confirmó más tarde la forma de X del bulto. La forma de X constituye el 45% de la masa del bulto en la Vía Láctea. ^[10] Los bultos cuadrados o en forma de cacahuete son de hecho la barra de una galaxia vista de canto. ^[11] Otras galaxias vistas de canto también pueden mostrar una barra cuadrada o en forma de cacahuete a veces con una forma de X.

Se cree que la mayoría de los bulbos y pseudobulbos albergan una masa central relativista compacta, que tradicionalmente se supone que es un agujero negro supermasivo . Por definición, estos agujeros negros no se pueden observar directamente (la luz no puede escapar de ellos), pero varias pruebas sugieren su existencia, tanto en los bulbos de las galaxias espirales como en los centros de las elípticas. Las masas de los agujeros negros se correlacionan estrechamente con las propiedades del bulbo. La relación M-sigma relaciona la masa del agujero negro con la dispersión de velocidad de las estrellas del bulbo, ^{[13] [14]} mientras que otras correlaciones involucran la masa estelar total o la luminosidad del bulbo, ^{[15] [16] [17]} la concentración central de estrellas en el bulbo, ^[18] la riqueza del sistema de cúmulos globulares que orbita en las afueras de la galaxia, ^{[19] [20]} y el ángulo de sinuoso de los brazos espirales. ^[21]

Hasta hace poco se pensaba que no era posible tener un agujero negro supermasivo sin un bulbo circundante. Ahora se han observado galaxias que albergan agujeros negros supermasivos sin bulbos acompañantes. ^{[4] [22] [23]} La implicación es que el entorno del bulbo no es estrictamente esencial para la siembra y el crecimiento inicial de agujeros negros masivos.

• Galaxia de disco  : tipo de forma galáctica
• Galaxia espiral  : Clase de galaxia que tiene estructuras espirales que se extienden desde sus núcleos.
• Sistema de coordenadas galáctico  – Sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
• Halo galáctico  : componente esférico de una galaxia que se extiende más allá del componente principal visible.
• Corona galáctica  : componente caliente, ionizado y gaseoso en el halo galáctico
• Formación y evolución de las galaxias
• Déficit de masa  : la cantidad de masa estelar que falta en el centro de la galaxia, probablemente debido a la acción de un agujero negro supermasivo binarioPáginas que muestran descripciones de wikidata como alternativa
• Relación M–sigma  : Relación entre la masa del bulbo de una galaxia y la masa de la galaxia supermasiva.Páginas que muestran descripciones de wikidata como alternativa