La inestabilidad de la manguera contra incendios (o inestabilidad de la manguera ) es una inestabilidad dinámica de galaxias delgadas o alargadas . La inestabilidad hace que la galaxia se doble o doble en una dirección perpendicular a su eje longitudinal. Una vez que la inestabilidad ha seguido su curso, la galaxia es menos alargada (es decir, más redonda) que antes. Cualquier sistema estelar suficientemente delgado, en el que algún componente de la velocidad interna está en forma de movimientos aleatorios o de contracorriente (en oposición a la rotación ), está sujeto a la inestabilidad.
La inestabilidad de la manguera contra incendios es probablemente responsable del hecho de que las galaxias elípticas y los halos de materia oscura nunca tienen relaciones de ejes más extremas de aproximadamente 3: 1, ya que esta es aproximadamente la relación de ejes en la que se establece la inestabilidad. [1] También puede jugar un papel importante. papel en la formación de galaxias espirales barradas , haciendo que la barra se espese en la dirección perpendicular al disco de la galaxia. [2]
La inestabilidad de la manguera contra incendios deriva su nombre de una inestabilidad similar en los plasmas magnetizados . [3] Sin embargo, desde un punto de vista dinámico, una mejor analogía es con la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz , [4] o con cuentas deslizándose a lo largo de una cuerda oscilante. [5]
Análisis de estabilidad: láminas y alambres
La inestabilidad de la manguera contra incendios se puede analizar exactamente en el caso de una lámina de estrellas autogravitante, infinitamente delgada. [4] Si la hoja experimenta un pequeño desplazamiento en el dirección, la aceleración vertical de las estrellas de velocidad mientras se mueven alrededor de la curva es
siempre que la curva sea lo suficientemente pequeña como para que la velocidad horizontal no se vea afectada. Promediado sobre todas las estrellas en, esta aceleración debe ser igual a la fuerza de restauración gravitacional por unidad de masa . En una trama elegida de modo que los movimientos de transmisión medios sean cero, esta relación se convierte en
dónde es la dispersión de la velocidad horizontal en ese marco.
Por una perturbación de la forma
la fuerza de restauración gravitacional es
dónde es la densidad de masa superficial. La relación de dispersión para una hoja delgada autogravitante es entonces [4]
El primer término, que surge de la gravedad perturbada, es estabilizador, mientras que el segundo término, debido a la fuerza centrífuga que ejercen las estrellas sobre la lámina, es desestabilizador.
Para longitudes de onda suficientemente largas:
domina la fuerza de restauración gravitacional y la hoja es estable; mientras que en longitudes de onda cortas la hoja es inestable. La inestabilidad de la manguera contra incendios es precisamente complementaria, en este sentido, a la inestabilidad de Jeans en el plano, que se estabiliza en longitudes de onda cortas,. [6]
Se puede realizar un análisis similar para una galaxia que se idealiza como un cable unidimensional, con densidad que varía a lo largo del eje. [7] Este es un modelo simple de una galaxia elíptica ( alargada ). Algunos modos propios inestables se muestran en la Figura 2 a la izquierda.
Análisis de estabilidad: galaxias de espesor finito
A longitudes de onda más cortas que el espesor vertical real de una galaxia, la flexión se estabiliza. La razón es que las estrellas en una galaxia de espesor finito oscilan verticalmente con una frecuencia imperturbable.; como cualquier oscilador, la fase de la respuesta de la estrella a la flexión impuesta depende completamente de si la frecuencia de fuerzaes mayor o menor que su frecuencia natural. Sipara la mayoría de las estrellas, la respuesta de densidad general a la perturbación producirá un potencial gravitacional opuesto al impuesto por la curva y la perturbación se amortiguará. [8] Estos argumentos implican que una galaxia suficientemente gruesa (con baja) será estable a la flexión en todas las longitudes de onda, tanto cortas como largas.
El análisis de los modos normales lineales de una losa de espesor finito muestra que la flexión se estabiliza de hecho cuando la relación entre las dispersiones de velocidad vertical y horizontal excede aproximadamente 0,3. [4] [9] Dado que el alargamiento de un sistema estelar con esta anisotropía es aproximadamente 15: 1, mucho más extremo que lo observado en galaxias reales, durante muchos años se creyó que las inestabilidades de flexión tenían poca importancia. Sin embargo, Fridman y Polyachenko demostraron [1] que la relación del eje crítico para la estabilidad de esferoides oblatos y prolados homogéneos (densidad constante) era aproximadamente 3: 1, no 15: 1 como lo implica la losa infinita, y Merritt y Hernquist [7 ] encontró un resultado similar en un estudio de cuerpos N de esferoides prolatos no homogéneos (Fig. 1).
La discrepancia se resolvió en 1994. [8] La fuerza de restauración gravitacional de una curva es sustancialmente más débil en galaxias finitas o no homogéneas que en láminas y placas infinitas, ya que hay menos materia a grandes distancias para contribuir a la fuerza de restauración. Como resultado, los modos de longitud de onda larga no se estabilizan por la gravedad, como implica la relación de dispersión derivada anteriormente. En estos modelos más realistas, una estrella típica siente una frecuencia de fuerza vertical de una curva de longitud de onda larga que es aproximadamente el doble de la frecuencia.de su movimiento orbital imperturbable a lo largo del eje largo. La estabilidad a los modos de flexión global requiere que esta frecuencia de forzamiento sea mayor que, la frecuencia del movimiento orbital paralelo al eje corto. La condición resultante (aproximada)
predice la estabilidad para esferoides prolatos homogéneos más redondos que 2.94: 1, en excelente acuerdo con los cálculos en modo normal de Fridman & Polyachenko [1] y con simulaciones de N-cuerpos de galaxias oblatas homogéneas [10] y prolatas no homogéneas [7] .
La situación de las galaxias de disco es más complicada, ya que las formas de los modos dominantes dependen de si las velocidades internas están sesgadas azimutal o radialmente. En galaxias achatadas con elipsoides de velocidad radialmente alargados, argumentos similares a los dados anteriormente sugieren que una relación de ejes de aproximadamente 3: 1 es nuevamente cercana a la crítica, de acuerdo con las simulaciones de N-cuerpos para discos engrosados. [11] Si las velocidades estelares están sesgadas azimutalmente, las órbitas son aproximadamente circulares y, por lo tanto, los modos dominantes son los modos angulares (corrugación),. La condición aproximada para la estabilidad se convierte en
con la frecuencia orbital circular.
Importancia
Se cree que la inestabilidad de la manguera contra incendios juega un papel importante en la determinación de la estructura de las galaxias espirales y elípticas y de los halos de materia oscura .
- Como señalaron Edwin Hubble y otros, las galaxias elípticas rara vez o nunca se observan más alargadas que E6 o E7 , lo que corresponde a una relación de ejes máxima de aproximadamente 3: 1. La inestabilidad de la manguera de incendios es probablemente la responsable de este hecho, ya que una galaxia elíptica que se formó con una forma inicialmente más alargada sería inestable a los modos de flexión, lo que haría que se volviera más redonda.
- Los halos de materia oscura simulados , como las galaxias elípticas, nunca tienen alargamientos superiores a aproximadamente 3: 1. Probablemente esto también sea una consecuencia de la inestabilidad de la manguera contra incendios. [12]
- Las simulaciones de N-cuerpos revelan que las barras de las galaxias espirales barradas a menudo se "hinchan" espontáneamente, convirtiendo la barra inicialmente delgada en un subsistema de disco grueso o abultado . [13] La inestabilidad de flexión es a veces lo suficientemente violenta como para debilitar la barra. [2] Las protuberancias formadas de esta manera tienen una apariencia muy "cuadrada", similar a lo que se observa a menudo. [13]
- La inestabilidad de la manguera contra incendios puede jugar un papel en la formación de deformaciones galácticas . [14]
Ver también
- Dinámica estelar
Referencias
- ^ a b c Fridman, AM; Polyachenko, VL (1984), Física de sistemas gravitantes . II - Procesos colectivos no lineales: Ondas no lineales, solitones, choques sin colisión, turbulencias. Aplicaciones astrofísicas , Berlín: Springer , ISBN 978-0-387-13103-0
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- ^ A pesar de su nombre, la inestabilidad de la manguera contra incendios no está relacionada dinámicamente con el movimiento oscilatorio de una manguera que arroja agua por su boquilla.
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( ayuda ) - ^ Jessop, CM; Duncan, MJ; Levison, HF (1997), "Inestabilidades de flexión en modelos de galaxias esferoidales oblatas homogéneas", The Astrophysical Journal , 489 (1): 49-62, Bibcode : 1997ApJ ... 489 ... 49J , doi : 10.1086 / 304751
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