Los cúmulos galácticos [1] [2] son estructuras a gran escala unidas gravitacionalmente de múltiples galaxias . La evolución de estos agregados está determinada por el tiempo y la forma de formación y el proceso de cómo sus estructuras y constituyentes han ido cambiando con el tiempo. Gamow (1952) y Weizscker (1951) demostraron que las rotaciones observadas de las galaxias son importantes para la cosmología . Postularon que la rotación de las galaxias podría ser una pista de las condiciones físicas bajo las cuales se formaron estos sistemas. Por lo tanto, comprender la distribución de las orientaciones espaciales de los vectores de giro de las galaxias es fundamental para comprender el origen de los momentos angulares de las galaxias.
Hay principalmente tres escenarios para el origen de los cúmulos y supercúmulos de galaxias . Estos modelos se basan en diferentes supuestos de las condiciones primordiales, por lo que predicen diferentes alineaciones de vectores de giro de las galaxias. Las tres hipótesis son el modelo panqueque , el modelo de jerarquía y la teoría de la vorticidad primordial . Los tres son mutuamente excluyentes ya que producen predicciones contradictorias. Sin embargo, las predicciones hechas por las tres teorías se basan en los preceptos de la cosmología. Por lo tanto, estos modelos pueden probarse utilizando una base de datos con métodos de análisis apropiados.
Galaxias
Una galaxia es una gran agregación gravitacional de estrellas, polvo, gas y un componente desconocido denominado materia oscura . La Vía Láctea [3] es sólo una de los miles de millones de galaxias del universo conocido. Las galaxias se clasifican en espirales , [4] elípticas , irregulares y peculiares . Los tamaños pueden variar desde unos pocos miles de estrellas (irregulares enanas) hasta 10 13 estrellas en elípticas gigantes. Las galaxias elípticas son de apariencia esférica o elíptica. Las galaxias espirales van desde S0, las galaxias lenticulares, hasta Sb, que tienen una barra en el núcleo, hasta las galaxias Sc, que tienen fuertes brazos espirales. En el recuento total, las elípticas ascienden al 13%, las galaxias S0 al 22%, las galaxias Sa, b, c al 61%, las irregulares al 3,5% y las peculiares al 0,9%.
En el centro de la mayoría de las galaxias hay una alta concentración de estrellas más viejas. Esta porción de una galaxia se llama protuberancia nuclear . Más allá de la protuberancia nuclear se encuentra un gran disco que contiene estrellas jóvenes y calientes, llamado disco de la galaxia. Existe una separación morfológica: las elípticas son más comunes en los cúmulos de galaxias y, por lo general, el centro de un cúmulo está ocupado por una elíptica gigante. Las espirales son más comunes en el campo, es decir, no en grupos.
Modelo de vorticidad primordial
La teoría de la vorticidad primordial predice que los vectores de espín de las galaxias se distribuyen principalmente de forma perpendicular al plano del cúmulo. [5] La vorticidad primordial se denomina escenario de arriba hacia abajo. A veces también se le llama modelo de turbulencia. En el escenario de turbulencia, los primeros proto-racimos rotativos aplanados se formaron debido a la vorticidad cósmica en el universo temprano. Las posteriores fluctuaciones de densidad y presión provocaron la formación de galaxias.
La idea de que la formación de galaxias se inicia por turbulencia primordial tiene una larga historia. Ozernoy (1971, 1978) propone que las galaxias se forman a partir de regiones de alta densidad detrás de los choques producidos por la turbulencia. Según la teoría de la vorticidad primordial, la presencia de grandes velocidades caóticas genera turbulencias que, a su vez, producen fluctuaciones de densidad y presión.
Las fluctuaciones de densidad en la escala de cúmulos de galaxias podrían estar ligadas gravitacionalmente, pero las fluctuaciones de masa galáctica siempre están libres. Las galaxias se forman cuando la masa galáctica no ligada forma remolinos, expandiéndose más rápido que su fondo de cúmulo ligado. Entonces, las galaxias en formación chocan entre sí a medida que los cúmulos comienzan a colapsarse. Estas colisiones producen choques y protogalaxias de alta densidad en las interfaces de los remolinos. A medida que los cúmulos vuelven a colapsar, el sistema de galaxias sufre una violenta relajación colectiva.
Modelo de panqueque
El modelo de panqueque fue propuesto por primera vez en la década de 1970 por Yakob B. Zel'dovich en el Instituto de Matemáticas Aplicadas de Moscú . [6]
El modelo de panqueque predice que los vectores de giro de las galaxias tienden a encontrarse dentro del plano del cúmulo. En el escenario de panqueques, la formación de cúmulos tuvo lugar primero y fue seguida por su fragmentación en galaxias debido a fluctuaciones adiabáticas. Según la teoría de la inestabilidad gravitacional no lineal, un crecimiento de pequeñas inhomogeneidades conduce a la formación de condensaciones delgadas, densas y gaseosas que se denominan "panqueques". Estas condensaciones se comprimen y calientan a altas temperaturas por ondas de choque que hacen que se fragmenten rápidamente en nubes de gas. La agrupación posterior de estas nubes da como resultado la formación de galaxias y sus cúmulos.
Las inestabilidades térmicas, hidrodinámicas y gravitacionales surgen durante el curso de la evolución. Conduce a la fragmentación de proto-cúmulos gaseosos y, posteriormente, se produce el agrupamiento de galaxias. El esquema de panqueques sigue tres procesos simultáneos: primero, el gas se enfría y se forman nuevas nubes de gas frío; en segundo lugar, estas nubes se agrupan para formar galaxias; y en tercer lugar, las galaxias en formación y, hasta cierto punto, las nubes individuales se agrupan para formar un grupo de galaxias.
Modelo de jerarquía
Según el modelo de jerarquía, las direcciones de los vectores de espín deben distribuirse aleatoriamente. En el modelo de jerarquía, las galaxias se formaron primero y luego obtuvieron sus momentos angulares por la fuerza de la marea mientras se reunían gravitacionalmente para formar un cúmulo. Esas galaxias crecen mediante la posterior fusión de condensaciones protogalácticas o incluso mediante la fusión de galaxias ya completamente formadas. En este esquema, uno podría imaginar que grandes irregularidades como galaxias crecieron bajo la influencia de la gravedad de pequeñas imperfecciones en el universo temprano.
El momento angular transferido a una proto-galaxia en desarrollo por la interacción gravitacional del momento cuadrupolo del sistema con el campo de mareas de la materia.
Referencias
- ↑ Gamow, G. (15 de abril de 1952). "El papel de la turbulencia en la evolución del universo". Revisión física . Sociedad Estadounidense de Física (APS). 86 (2): 251. Bibcode : 1952PhRv ... 86..251G . doi : 10.1103 / physrev.86.251 . ISSN 0031-899X .
- ↑ Weizscker CF, 1951, APJ 114, 165
- ^ "La Galaxia de la Vía Láctea - Base de datos Messier SEDS" . Archivado desde el original el 12 de mayo de 2007 . Consultado el 31 de julio de 2014 .
- ^ "Galaxias espirales (y otros discos)" . Consultado el 31 de julio de 2014 .
- ^ "Área de investigación (breve descripción)" . Astro Nepal . Archivado desde el original el 8 de agosto de 2014 . Consultado el 31 de julio de 2014 .
- ^ Pagels, Heinz R. (1985). Simetría perfecta: la búsqueda del comienzo de los tiempos . Simon y Schuster . págs. 134 . ISBN 9780671465483.
Otras lecturas
- Aryal, B .; Kandel, SM; Saurer, W. "Orientación espacial de las galaxias en el núcleo de la concentración de Shapley - el cúmulo Abell 3558", Astronomy and Astrophysics , Volumen 458, Número 2, págs. 357–367, noviembre de 2006, http: //adsabs.harvard. edu / abs / 2006A% 26A ... 458..357A
- Aryal, B .; Saurer, W. "Orientaciones espaciales de galaxias en 10 cúmulos Abell de BM tipo II-III", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , Volumen 366, Número 2, págs. 438–448, febrero de 2006, http: // adsabs. harvard.edu/abs/2006MNRAS.366..438A
- Aryal, B .; Kafle, PR; Saurer, W. "Dependencia de la velocidad radial en las orientaciones espaciales de las galaxias en y alrededor del supercúmulo local", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , Volumen 389, Número 6, págs. 741–748, septiembre de 2008, http: // adsabs .harvard.edu / abs / 2008MNRAS.389..741A