Formación y evolución de galaxias

Procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Época de Planck Época de la gran unificación Época electrodébil Época quark Época de hadrones Época de lepton Época de fotones Nucleosíntesis del Big Bang Inflación Edad Oscura Era estelífera Antecedentes Radiación cósmica de fondo (CBR) Fondo de ondas gravitacionales (GWB) Fondo cósmico de microondas (CMB)  · Fondo de neutrinos cósmicos (CNB) Fondo infrarrojo cósmico (INB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión del universo Acelerando la expansión del universo Comoving y distancias adecuadas Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Cronología del futuro lejano Futuro de un universo en expansión Destino final del universo Muerte por calor del universo Gran rasgón Gran crujido Gran rebote Deterioro de vacío falso Pequeño rasgón Decaimiento de protones Agujero negro virtual
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Materia bariónica Materia exótica Materia degenerada Neutronio Materia QCD Materia extraña Materia negativa Energía Energía negativa Energía de punto cero Energía de vacío Radiación Radiación de fondo Energía oscura Quintaesencia Energía fantasma Materia oscura Materia oscura fría Materia oscura cálida Materia oscura mixta Materia oscura caliente Materia oscura clara Materia oscura que interactúa con uno mismo Materia oscura del campo escalar Radiación oscura Fluido oscuro Flujo oscuro Materia del espejo Estructura Forma del universo Reionización  · Formación de estructuras Formación de galaxias Multiverso Universo Universo observable Volumen del Hubble Estructura a gran escala Gran grupo de cuásares Filamento Galaxy Supercúmulo Cúmulo de galaxias Grupo de galaxias Grupo local Galaxia Halo de materia oscura Cúmulo de estrellas Sistema solar Sistema planetario Vacío
Experimentos Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Euclides Proyecto Illustris Observatorio Vera C. Rubin Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") UniversoMáquina Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Frotar Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
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El estudio de la formación y evolución de galaxias se ocupa de los procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un inicio homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo y los procesos que han generado la variedad de estructuras observadas en galaxias cercanas. . Se supone que la formación de galaxias se produce a partir de las teorías de formación de estructuras , como resultado de pequeñas fluctuaciones cuánticas tras el Big Bang . El modelo más simple en concordancia general con los fenómenos observados es el modelo Lambda-CDM , es decir, que agruparse y fusionarse permite que las galaxias acumulen masa, determinando tanto su forma como su estructura.

Propiedades de las galaxias comúnmente observadas

Diagrama de diapasón del Hubble de la morfología de las galaxias

Debido a la incapacidad de realizar experimentos en el espacio exterior, la única forma de "probar" las teorías y los modelos de la evolución de las galaxias es compararlos con las observaciones. Las explicaciones de cómo se formaron y evolucionaron las galaxias deben poder predecir las propiedades observadas y los tipos de galaxias.

Edwin Hubble creó el primer esquema de clasificación de galaxias conocido como diagrama de diapasón de Hubble. Partió las galaxias en elípticas , espirales normales, espirales barradas (como la Vía Láctea ) e irregulares . Estos tipos de galaxias exhiben las siguientes propiedades que pueden ser explicadas por las teorías actuales sobre la evolución de las galaxias:

• Muchas de las propiedades de las galaxias (incluido el diagrama color-magnitud de las galaxias ) indican que existen fundamentalmente dos tipos de galaxias. Estos grupos se dividen en galaxias azules formadoras de estrellas que se parecen más a tipos espirales y galaxias rojas que no forman estrellas que se parecen más a galaxias elípticas.
• Las galaxias espirales son bastante delgadas, densas y giran relativamente rápido, mientras que las estrellas en las galaxias elípticas tienen órbitas orientadas al azar.
• La mayoría de las galaxias gigantes contienen un agujero negro supermasivo en sus centros, cuya masa varía de millones a miles de millones de veces la masa de nuestro Sol . La masa del agujero negro está ligada al abultamiento de la galaxia anfitriona o masa esferoide.
• La metalicidad tiene una correlación positiva con la magnitud absoluta (luminosidad) de una galaxia.

Existe la idea errónea de que Hubble creía incorrectamente que el diagrama de diapasón describía una secuencia evolutiva de galaxias, desde galaxias elípticas pasando por lenticulares hasta galaxias espirales. Este no es el caso; en cambio, el diagrama de diapasón muestra una evolución de simple a complejo sin connotaciones temporales. ^{[1] Los} astrónomos ahora creen que las galaxias de disco probablemente se formaron primero y luego evolucionaron a galaxias elípticas a través de fusiones de galaxias.

Los modelos actuales también predicen que la mayor parte de la masa de las galaxias está formada por materia oscura , una sustancia que no es directamente observable y que podría no interactuar a través de ningún medio excepto la gravedad. Esta observación surge porque las galaxias no podrían haberse formado como lo han hecho, o girar como se ve, a menos que contengan mucha más masa de la que se puede observar directamente.

Formación de galaxias de disco

La etapa más temprana en la evolución de las galaxias es la formación. Cuando se forma una galaxia, tiene forma de disco y se llama galaxia espiral debido a las estructuras de "brazos" en forma de espiral ubicadas en el disco. Existen diferentes teorías sobre cómo estas distribuciones de estrellas en forma de disco se desarrollan a partir de una nube de materia: sin embargo, en la actualidad, ninguna de ellas predice exactamente los resultados de la observación.

Teorías de arriba hacia abajo

Olin Eggen , Donald Lynden-Bell y Allan Sandage ^[2] en 1962 propusieron una teoría según la cual las galaxias de disco se forman a través del colapso monolítico de una gran nube de gas. La distribución de la materia en el universo temprano estaba en grupos que consistían principalmente en materia oscura. Estos grupos interactuaron gravitacionalmente, poniendo pares de marea entre sí que actuaron para darles cierto momento angular. Como la materia bariónicaenfriado, disipó algo de energía y se contrajo hacia el centro. Con el momento angular conservado, la materia cercana al centro acelera su rotación. Luego, como una bola giratoria de masa de pizza, la materia forma un disco apretado. Una vez que el disco se enfría, el gas no es gravitacionalmente estable, por lo que no puede permanecer como una nube homogénea singular. Se rompe y estas nubes más pequeñas de gas forman estrellas. Dado que la materia oscura no se disipa ya que solo interactúa gravitacionalmente, permanece distribuida fuera del disco en lo que se conoce como halo oscuro . Las observaciones muestran que hay estrellas ubicadas fuera del disco, lo que no encaja del todo con el modelo de "masa de pizza". Fue propuesto por primera vez por Leonard Searle y Robert Zinn ^[3]que las galaxias se forman por la coalescencia de progenitores más pequeños. Conocida como un escenario de formación de arriba hacia abajo, esta teoría es bastante simple pero ya no es ampliamente aceptada.

Teorías de abajo hacia arriba

Las teorías más recientes incluyen la agrupación de halos de materia oscura en el proceso ascendente. En lugar de que grandes nubes de gas colapsen para formar una galaxia en la que el gas se rompa en nubes más pequeñas, se propone que la materia comenzó en estos grupos "más pequeños" (masa del orden de los cúmulos globulares ), y luego muchos de estos grupos se fusionaron. para formar galaxias, ^[4] que luego fueron dibujadas por gravitación para formar cúmulos de galaxias . Esto todavía da como resultado distribuciones en forma de disco de materia bariónica con materia oscura formando el halo por las mismas razones que en la teoría de arriba hacia abajo. Los modelos que utilizan este tipo de proceso predicen más galaxias pequeñas que grandes, lo que coincide con las observaciones.

Los astrónomos no saben actualmente qué proceso detiene la contracción. De hecho, las teorías de la formación de galaxias de disco no tienen éxito en producir la velocidad de rotación y el tamaño de las galaxias de disco. Se ha sugerido que la radiación de estrellas brillantes recién formadas o de un núcleo galáctico activo puede ralentizar la contracción de un disco en formación. También se ha sugerido que el halo de materia oscura puede tirar de la galaxia, deteniendo así la contracción del disco. ^[5]

El modelo Lambda-CDM es un modelo cosmológico que explica la formación del universo después del Big Bang . Es un modelo relativamente simple que predice muchas propiedades observadas en el universo, incluida la frecuencia relativa de diferentes tipos de galaxias; sin embargo, subestima el número de galaxias de disco delgado en el universo. ^[6]La razón es que estos modelos de formación de galaxias predicen una gran cantidad de fusiones. Si las galaxias de disco se fusionan con otra galaxia de masa comparable (al menos el 15 por ciento de su masa), la fusión probablemente destruirá o, como mínimo, alterará en gran medida el disco, y no se espera que la galaxia resultante sea una galaxia de disco (ver la siguiente sección ). Si bien esto sigue siendo un problema sin resolver para los astrónomos, no significa necesariamente que el modelo Lambda-CDM esté completamente equivocado, sino que requiere un mayor refinamiento para reproducir con precisión la población de galaxias en el universo.

Fusiones de galaxias y formación de galaxias elípticas

Imagen artística de una tormenta de fuego de nacimiento de estrellas en el interior del núcleo de una galaxia elíptica joven y en crecimiento.

NGC 4676 ( Mice Galaxies ) es un ejemplo de una fusión actual.

Las galaxias antenas son un par de galaxias en colisión: los nudos azules brillantes son estrellas jóvenes que se han encendido recientemente como resultado de la fusión.

ESO 325-G004 , una típica galaxia elíptica.

Artículo principal: fusión de galaxias

Las galaxias elípticas (como IC 1101 ) se encuentran entre algunas de las más grandes conocidas hasta ahora. Sus estrellas están en órbitas que están orientadas aleatoriamente dentro de la galaxia (es decir, no giran como las galaxias de disco). Una característica distintiva de las galaxias elípticas es que la velocidad de las estrellas no contribuye necesariamente al aplanamiento de la galaxia, como ocurre en las galaxias espirales. ^[7] Las galaxias elípticas tienen agujeros negros supermasivos centrales , y las masas de estos agujeros negros se correlacionan con la masa de la galaxia.

Las galaxias elípticas tienen dos etapas principales de evolución. La primera se debe al crecimiento del agujero negro supermasivo mediante la acumulación de gas de enfriamiento. La segunda etapa está marcada por la estabilización del agujero negro al suprimir el enfriamiento del gas, dejando así la galaxia elíptica en un estado estable. ^[8] La masa del agujero negro también se correlaciona con una propiedad llamada sigma que es la dispersión de las velocidades de las estrellas en sus órbitas. Esta relación, conocida como relación M-sigma , fue descubierta en 2000. ^[9] Las galaxias elípticas carecen en su mayoría de discos, aunque algunas protuberancias de galaxias de disco se asemejan a galaxias elípticas. Es más probable que las galaxias elípticas se encuentren en regiones abarrotadas del universo (comocúmulos de galaxias ).

Los astrónomos ahora ven las galaxias elípticas como algunos de los sistemas más evolucionados del universo. Está ampliamente aceptado que la principal fuerza impulsora de la evolución de las galaxias elípticas son las fusiones de galaxias más pequeñas. Muchas galaxias del universo están unidas gravitacionalmente a otras galaxias, lo que significa que nunca escaparán de su atracción mutua. Si las galaxias son de tamaño similar, la galaxia resultante no parecerá similar a ninguno de los progenitores, ^[10] pero en cambio será elíptica. Hay muchos tipos de fusiones de galaxias, que no necesariamente resultan en galaxias elípticas, pero dan como resultado un cambio estructural. Por ejemplo, se cree que está ocurriendo un evento menor de fusión entre la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes.

Las fusiones entre galaxias tan grandes se consideran violentas, y la interacción de fricción del gas entre las dos galaxias puede causar ondas de choque gravitacionales , que son capaces de formar nuevas estrellas en la nueva galaxia elíptica. ^[11] Al secuenciar varias imágenes de diferentes colisiones galácticas, se puede observar la línea de tiempo de dos galaxias espirales fusionándose en una sola galaxia elíptica. ^[12]

En el Grupo Local , la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda están unidas gravitacionalmente y actualmente se acercan entre sí a gran velocidad. Las simulaciones muestran que la Vía Láctea y Andrómeda están en curso de colisión y se espera que colisionen en menos de cinco mil millones de años. Durante esta colisión, se espera que el Sol y el resto del Sistema Solar sean expulsados ​​de su trayectoria actual alrededor de la Vía Láctea. El remanente podría ser una galaxia elíptica gigante. ^[13]

Apagado de la galaxia

La formación de estrellas en lo que ahora son galaxias "muertas" se produjo hace miles de millones de años. ^[14]

Artículo principal: Enfriamiento (astronomía)

Una observación (ver arriba) que debe ser explicada por una teoría exitosa de la evolución de las galaxias es la existencia de dos poblaciones diferentes de galaxias en el diagrama de color-magnitud de la galaxia. La mayoría de las galaxias tienden a ubicarse en dos ubicaciones separadas en este diagrama: una "secuencia roja" y una "nube azul". Las galaxias de secuencia roja son generalmente galaxias elípticas que no forman estrellas con poco gas y polvo, mientras que las galaxias de nubes azules tienden a ser galaxias espirales polvorientas que forman estrellas. ^{[15] [16]}

Como se describió en secciones anteriores, las galaxias tienden a evolucionar de una estructura espiral a una elíptica a través de fusiones. Sin embargo, la tasa actual de fusiones de galaxias no explica cómo todas las galaxias se mueven de la "nube azul" a la "secuencia roja". Tampoco explica cómo cesa la formación de estrellas en las galaxias. Por lo tanto, las teorías de la evolución de las galaxias deben poder explicar cómo se apaga la formación de estrellas en las galaxias. Este fenómeno se llama "extinción" de galaxias. ^[17]

Las estrellas se forman a partir de gas frío (véase también la ley de Kennicutt-Schmidt ), por lo que una galaxia se apaga cuando ya no tiene gas frío. Sin embargo, se cree que la extinción ocurre relativamente rápido (dentro de mil millones de años), que es mucho más corto que el tiempo que le tomaría a una galaxia simplemente agotar su reserva de gas frío. ^{[18] [19]} Los modelos de evolución de galaxias explican esto mediante la hipótesis de otros mecanismos físicos que eliminan o cortan el suministro de gas frío en una galaxia. Estos mecanismos pueden clasificarse ampliamente en dos categorías: (1) mecanismos de retroalimentación preventiva que impiden que el gas frío ingrese a una galaxia o eviten que produzca estrellas, y (2) mecanismos de retroalimentación eyectiva que eliminan el gas para que no pueda formar estrellas. ^[20]

Un mecanismo preventivo teorizado llamado "estrangulación" evita que el gas frío ingrese a la galaxia. La estrangulación es probablemente el mecanismo principal para apagar la formación de estrellas en las galaxias cercanas de baja masa. ^[21] La explicación física exacta del estrangulamiento aún se desconoce, pero puede tener que ver con las interacciones de una galaxia con otras galaxias. Cuando una galaxia cae en un cúmulo de galaxias, las interacciones gravitacionales con otras galaxias pueden estrangularla al evitar que acumule más gas. ^[22] Para las galaxias con halos masivos de materia oscura , otro mecanismo preventivo llamado “ calentamiento por choque virial ” también puede evitar que el gas se enfríe lo suficiente como para formar estrellas. ^[19]

Los procesos de eyección, que expulsan gas frío de las galaxias, pueden explicar cómo se apagan las galaxias más masivas. ^[23] Un mecanismo de eyección es causado por agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias. Las simulaciones han demostrado que el gas que se acumula en los agujeros negros supermasivos de los centros galácticos produce chorros de alta energía ; la energía liberada puede expulsar suficiente gas frío para sofocar la formación de estrellas. ^[24]

Nuestra propia Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda parecen estar experimentando actualmente la transición de extinción de galaxias azules formadoras de estrellas a galaxias rojas pasivas. ^[25]

Galería

• NGC 3610 muestra alguna estructura en forma de disco brillante, lo que implica que se formó hace poco tiempo. ^[26]

• NGC 891 , una galaxia de disco muy delgada

• Una imagen de Messier 101, una galaxia espiral prototípica vista de frente

• Una galaxia espiral, ESO 510-G13 , se deforma como resultado de la colisión con otra galaxia. Después de que la otra galaxia se absorba por completo, la distorsión desaparecerá. El proceso suele tardar millones, si no miles de millones de años.

Ver también

• Big Bang  - Modelo cosmológico
• Bulge (astronomía)
• Cronología del universo  - Historia y futuro del universo
• Cosmología  : el estudio científico del origen, la evolución y el destino final del universo.
• Disco galáctico  : un componente de las galaxias de disco que comprende gas y estrellas.
• Formación y evolución del Sistema Solar  - Formación del Sistema Solar por colapso gravitacional de una nube molecular y posterior historia geológica
• Sistema de coordenadas galácticas  : un sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
• Corona galáctica  : un componente gaseoso, ionizado y caliente en el halo galáctico
• Halo galáctico
• Curva de rotación de la galaxia
• Proyecto Illustris  - Universos simulados por ordenador
• Lista de galaxias
• Segregación masiva (astronomía)  : el proceso por el cual los miembros más pesados ​​de un sistema ligado gravitacionalmente tienden a moverse hacia el centro, mientras que los miembros más livianos tienden a alejarse del centro.
• Función de distribución de la metalicidad  : la distribución dentro de un grupo de estrellas de la proporción de hierro a hidrógeno en una estrella.
• Galaxia del guisante  : posiblemente un tipo de galaxia compacta azul luminosa que está experimentando tasas muy altas de formación de estrellas
• Desarrollo reciente (2018): galaxias con poca o ninguna materia oscura  : forma hipotética de materia que comprende la mayor parte de la materia del universo
• Formación de estrellas  : proceso por el cual regiones densas de nubes moleculares en el espacio interestelar colapsan para formar estrellas.
•  Formación de estructuras : formación de galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras más grandes a partir de pequeñas fluctuaciones de densidad iniciales.
• UniverseMachine  - Universos simulados por computadora
• Panqueque de Zeldovich  : una condensación teórica de gas a partir de una fluctuación de densidad primordial después de la Gran Prohibición.

Lectura adicional

• Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (junio de 2010), Galaxy Formation and Evolution (1 ed.), Cambridge University Press , ISBN 978-0521857932

Referencias

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26. "Una elíptica joven" . Consultado el 16 de noviembre de 2015 .

Enlaces externos

• Galería NOAO de imágenes de galaxias
  • Imagen de la galaxia de Andrómeda (M31)
• Calculadora de evolución pasiva de JavaScript para galaxias de tipo temprano (elípticas)
• Video sobre la evolución de las galaxias por el astrofísico canadiense Doctor P