Una marea galáctica es una fuerza de marea experimentada por objetos sujetos al campo gravitacional de una galaxia como la Vía Láctea . Las áreas particulares de interés relacionadas con las mareas galácticas incluyen colisiones galácticas , la ruptura de galaxias enanas o satélites y el efecto de marea de la Vía Láctea en la nube de Oort del Sistema Solar .
Efectos sobre las galaxias externas
Colisiones de galaxias
Las fuerzas de las mareas dependen del gradiente de un campo gravitacional, más que de su fuerza, por lo que los efectos de las mareas generalmente se limitan a los alrededores inmediatos de una galaxia. Dos grandes galaxias que estén sufriendo colisiones o pasando cerca una de la otra estarán sujetas a fuerzas de marea muy grandes, a menudo produciendo las demostraciones más impactantes visualmente de las mareas galácticas en acción.
Dos galaxias que interactúan rara vez (si es que alguna vez) chocan de frente, y las fuerzas de marea distorsionarán cada galaxia a lo largo de un eje que apunta aproximadamente hacia y lejos de su perturbador. A medida que las dos galaxias orbitan brevemente entre sí, estas regiones distorsionadas, que se separan del cuerpo principal de cada galaxia, serán cortadas por la rotación diferencial de la galaxia y arrojadas al espacio intergaláctico , formando colas de marea . Estas colas suelen estar muy curvadas. Si una cola parece recta, probablemente se esté viendo de canto. Las estrellas y el gas que componen las colas habrán sido extraídos de los discos galácticos fácilmente distorsionados (u otras extremidades) de uno o ambos cuerpos, en lugar de los centros galácticos unidos gravitacionalmente. [1] Dos ejemplos muy destacados de colisiones que producen colas de marea son las galaxias ratones y las galaxias antenas .
Así como la Luna levanta dos mareas de agua en lados opuestos de la Tierra, una marea galáctica produce dos brazos en su compañera galáctica. Si bien se forma una cola grande si la galaxia perturbada es igual o menos masiva que su compañera, si es significativamente más masiva que la galaxia perturbadora, entonces el brazo posterior será relativamente menor, y el brazo principal, a veces llamado puente , será más prominente. [1] Los puentes de marea son típicamente más difíciles de distinguir que las colas de marea: en primera instancia, el puente puede ser absorbido por la galaxia que pasa o la galaxia fusionada resultante, haciéndolo visible durante un período más corto que una cola grande típica. En segundo lugar, si una de las dos galaxias está en primer plano, entonces la segunda galaxia, y el puente entre ellas, pueden estar parcialmente oscurecidos. Juntos, estos efectos pueden hacer que sea difícil ver dónde termina una galaxia y comienza la siguiente. Los bucles de marea , donde una cola se une con su galaxia madre en ambos extremos, son aún más raros. [2]
Interacciones de satélite
Debido a que los efectos de las mareas son más fuertes en las inmediaciones de una galaxia, es particularmente probable que las galaxias satélite se vean afectadas. Tal fuerza externa sobre un satélite puede producir movimientos ordenados dentro de él, lo que lleva a efectos observables a gran escala: la estructura interior y los movimientos de una galaxia satélite enana pueden verse gravemente afectados por una marea galáctica, lo que induce la rotación (como ocurre con las mareas del planeta). Océanos de la Tierra) o una relación masa- luminosidad anómala . [3] Las galaxias satélites también pueden ser sometidas al mismo desgarro por marea que ocurre en las colisiones galácticas, donde las estrellas y el gas son arrancados de las extremidades de una galaxia, posiblemente para ser absorbidos por su compañera. La galaxia enana M32 , una galaxia satélite de Andrómeda , puede haber perdido sus brazos espirales debido a la destrucción de las mareas, mientras que una alta tasa de formación de estrellas en el núcleo restante puede ser el resultado de movimientos inducidos por las mareas de las nubes moleculares restantes [4] (porque Las fuerzas de las mareas pueden amasar y comprimir las nubes de gas interestelar dentro de las galaxias, inducen grandes cantidades de formación de estrellas en pequeños satélites).
El mecanismo de extracción es el mismo que el de dos galaxias comparables, aunque su campo gravitacional comparativamente débil asegura que solo el satélite, no la galaxia anfitriona, se vea afectado. Si el satélite es muy pequeño en comparación con el anfitrión, es probable que las colas de desechos de marea producidas sean simétricas y sigan una órbita muy similar, rastreando efectivamente la trayectoria del satélite. [5] Sin embargo, si el satélite es razonablemente grande, típicamente más de una diezmilésima parte de la masa de su anfitrión, entonces la propia gravedad del satélite puede afectar las colas, rompiendo la simetría y acelerando las colas en diferentes direcciones. La estructura resultante depende tanto de la masa como de la órbita del satélite, y de la masa y estructura del halo galáctico conjeturado alrededor del anfitrión, y puede proporcionar un medio para sondear el potencial de materia oscura de una galaxia como la Vía Láctea. [6]
A lo largo de muchas órbitas de su galaxia madre, o si la órbita pasa demasiado cerca de ella, un satélite enano puede eventualmente ser interrumpido por completo, para formar una corriente de estrellas y gas envolviéndose alrededor del cuerpo más grande. Se ha sugerido que los discos extendidos de gas y estrellas alrededor de algunas galaxias, como Andrómeda, pueden ser el resultado de la interrupción completa de las mareas (y la posterior fusión con la galaxia madre) de una galaxia satélite enana. [7]
Efectos sobre los cuerpos dentro de una galaxia
Los efectos de las mareas también están presentes dentro de una galaxia, donde es probable que sus gradientes sean más pronunciados. Esto puede tener consecuencias para la formación de estrellas y sistemas planetarios . Por lo general, la gravedad de una estrella dominará dentro de su propio sistema, y solo el paso de otras estrellas afectará sustancialmente la dinámica. Sin embargo, en los confines del sistema, la gravedad de la estrella es débil y las mareas galácticas pueden ser significativas. En el Sistema Solar, la hipotética nube de Oort , que se cree que es la fuente de cometas de largo período , se encuentra en esta región de transición.
Se cree que la nube de Oort es una vasta capa que rodea el Sistema Solar, posiblemente de más de un año luz de radio. A lo largo de una distancia tan amplia, el gradiente del campo gravitacional de la Vía Láctea juega un papel mucho más notable. Debido a este gradiente, las mareas galácticas pueden deformar una nube de Oort que de otro modo sería esférica, estirando la nube en la dirección del centro galáctico y comprimiéndola a lo largo de los otros dos ejes, justo cuando la Tierra se distiende en respuesta a la gravedad de la Luna.
La gravedad del Sol es lo suficientemente débil a tal distancia que estas pequeñas perturbaciones galácticas pueden ser suficientes para desalojar algunos planetesimales de órbitas tan distantes, enviándolos hacia el Sol y los planetas al reducir significativamente su perihelia . [8] Un cuerpo así, compuesto por una mezcla de roca y hielo, se convertiría en un cometa cuando se lo sometiera al aumento de la radiación solar presente en el interior del Sistema Solar.
Se ha sugerido que la marea galáctica también puede contribuir a la formación de una nube de Oort, aumentando el perihelia de los planetesimales con afelia grande . [9] Esto muestra que los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. Sin embargo, acumulativamente, el efecto puede ser bastante significativo; hasta el 90% de todos los cometas que se originan en una nube de Oort pueden ser el resultado de la marea galáctica. [10]
Ver también
- nube de Oort
- Límite de Roche
- Galaxia satélite
- Galaxia enana
- Galaxia interactiva
- Fuerza de marea
Referencias
- ^ a b Toomre A .; Toomre J. (1972). "Puentes galácticos y colas". El diario astrofísico . 178 : 623–666. Código bibliográfico : 1972ApJ ... 178..623T . doi : 10.1086 / 151823 .
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