Archivo de la etiqueta: dinámica estelar

Las galaxias pasivas de Abell 520.

Las galaxias se agrupan en cúmulos y éstos en supercúmulos.
Hay una estructura jerárquica. Esos supercúmulos forman filamentos o paredes como monstruosas estructuras galácticas.
Nuestra Galaxia está en el cúmulo llamado Grupo Local, el que está en el Supercúmulo de Virgo, el que está embebido en una estructura mayor llamada Laniakea (el cielo inconmensurable) (pdp, 5/sep./2014, Laniakea, el cielo inconmensurable, https://paolera.wordpress.com/2014/09/05/laniakea-el-cielo-inconmensurable/).

A veces dos galaxias colisionan y a veces lo hacen los cúmulos a los que pertenecen. El encuentro de dos cúmulos de galaxias, es un evento muy energético.
En esos cúmulos, no sólo hay galaxias, también hay materia, mucha de la cual pudo provenir de galaxias desmembradas. Cuando se encuentran dos cúmulos de galaxias, sus galaxias componentes sienten los efectos de ese encuentro. Hay interacciones ente ellas y el material intergaláctico dentro de cada cúmulo.
En ese encuentro, cada cúmulo precipita sobre el otro en una dirección dada por lo que se conoce como eje de fusión (merger axis).

Es lógico esperar que las galaxias se vean afectadas en el choque entre sus cúmulos.
Para analizar los posibles efectos en la evolución de galaxias en cúmulos en colisión, se observó a más de 400 galaxias pertenecientes a Abell 520 (A520). Este estructura también conocida como Choque de Trenes (Train Wreck), es el resultado de la colisión de cúmulos de galaxias. Se compararon estas observaciones con otras hechas en galaxias en cúmulos no colisionando a distancias similares a la de A520.

Se encontró que las galaxias de A520 muestran una baja producción de estrellas. En particular, hay galaxias “pasivas” (con su formación estelar muy baja) en una amplia región a lo largo del eje de fusión y principalmente en el centro del cúmulo.
Se espera que la interacción de las galaxias con el material intracumular o intergaláctico produzca un enriquecimiento que, junto a las ondas de choque que se generan, aumente la producción de estrellas. Es probable que esto haya sucedido, pero dando lugar a estrellas de corta vida (tal vez masivas) que no hayan superado los 400 millones de años.

mapaA520

Gráfico publicado en el trabajo de Boris Deshev et al.

En el gráfico se indica el eje de fusión en verde. Se aprecia la posición de las galaxias pasivas señaladas con círculos rojos. Las que están produciendo estrellas se señalan con estrellas celestes. Los diamantes verdes indican las galaxias “apagadas” recientemente (sin formación estelar) y los rombos violeta marcan la posición de agujeros negros.
Los puntos grises indican galaxias que no pertenecen a A520 (de fondo o de campo).

Fuente:

  • Astronomy & Astrophysics, July 12, 2017, Galaxy evolution in merging clusters: The passive core of the “Train Wreck” cluster of galaxies, A520, Boris Deshev et al.
    https://arxiv.org/pdf/1707.03208.pdf

pdp.

Anuncios

El movimiento estelar en la Vía Láctea.

El movimiento de las estrellas en las galaxias espirales como la nuestra tiene dos componentes.
Por un lado está el movimiento debido al potencial galáctico. Ese movimiento de origen galáctico, depende de la distancia al centro de la galaxia y tiende a un sentido determinado, al de rotación de la galaxia. En las vecindades del centro, la galaxia tiende a rotar como un sólido. Pero hacia afuera, hay un efecto de rotación diferencial. Esa rotación es menor a medida que nos alejamos. Este movimiento está relacionado con el lugar donde nació la estrella.

Por otro lado está el movimiento peculiar que tiene la estrella debido a las condiciones locales del lugar donde se formó. En otras palabras, si nos ponemos al lado de la estrella moviéndonos con la velocidad indicada por la distancia al centro galáctico, veremos que se mueve respecto de nosotros con su movimiento peculiar. Ese movimiento peculiar puede ser considerado aleatorio.

Una galaxia puede tomarse como un gas de estrellas, donde cada una, como las moléculas de un gas, se mueven al azar y todas comparten la rotación del sistema (incluso la translación del mismo).

La composición de ambos movimientos dan el movimiento final de la estrella alrededor del centro galáctico. Por supuesto que con el tiempo la estrella puede sufrir perturbaciones gravitatorias que le modifican su trayectoria.

Imagen de 2 millones de estrellas vistas desde el Sol. Las marcas finas y obscuras se deben a la manera en que se obtuvieron los datos.

Con al posición y movimientos de unas 2 000 000 de estrellas, se realizó una animación de sus movimientos en un lapso de 5 000 000 de años. Entre cada fotograma transcurren 750 años.
Obviamente que las estrellas más cercanas mostrarán un movimiento mayor a las más alejadas, como ser las pertenecientes a regiones más cercanas al núcleo. Como nuestro Sol se encuentra en el plano galáctico, y todas las observaciones está referidas a Él, se notará un corrimiento de las estrellas de ese plano hacia la “derecha” debido a su movimiento de una revolución en torno al centro de la Vía Láctea cada unos 230 millones de años.
Las regiones finas y obscuras que se pueden observar al principio de la animación, no son reales y tienen que ver con la forma en que fueron obtenidos los datos de las estrellas. Esas “marcas” se irán diluyendo a medida que las estrellas avanzan en sus trayetorias. Las variaciones bruscas en el movimiento de algunas estrellas son efectos espúreos. Recomiendo ver la animación en pantala completa y con la máxima resolución disponible.

Fuente:

pdp.

Tres estrellas Run Away en el complejo nebular de Orión.

Las estrellas de tipo Run Away, son estrellas de alta velocidad.
Su naturaleza siempre está ligada a fuerzas gravitacionales; ya sea por la desaparición de una compañera que la mantenía en órbita o por un encuentro gravitacional cercano con otra estrella. Algunas pudieron adquirir gran velocidad en una explosión asimétrica de tipo supernova.

En el complejo nebular de Orión, se detectó una masiva estrella en 1967 que recién en 1995 se encontró que es de tipo Run Away. Se trata de la estrella de Becklin-Neugebauer (BN). Luego se detectó otra Run Away catalogada como fuente I en radio ondas. Su imagen sólo aparece en esa longitud de onda por estar dentro de una región de mucho polvo.
Ambas se alejan mutuamente lo que sugirió un encuentro gravitatorio entre ellas, sobre todo porque retrogradando sus movimientos, ambas estaban en una misma región conocida como nube baja de Kleinman en el complejo de Orión. Pero la energía mecánica total de ambas estrellas no alcanza para que lleven semejante movimiento; debió haber una tercera estrella en el encuentro.

Buscando objetos de masa planetaria en la región, se detectó a fuente x, también una Run Away escapando de las otras dos. Retrogradando el movimiento de ésta, se encontró que estaba con las anteriores hace unos 540 años atrás en la nube baja de Kleinman.
Así las cosas, en esos ambientes se suelen dar formaciones estelares en enjambres de estrellas, las que, si se dan las condiciones, forman un cúmulo estable o se encuentran íntimamente entre ellas. En esos encuentros, se aceleran por la gravedad mutua llegando a tener semejantes velocidades que les puede alcanzar para salir de la galaxia. En este caso, el trío de estrellas superan en 30 veces la velocidad de otras estrellas de la misma región.

Hubble Discovery of Runaway Star Yields Clues to Breakup of Multiple-Star System

Imagen crédito NASA, ESA, K. Luhman (Penn State University), and M. Robberto (STScI)

En la imagen,se aprecia cómo se fueron desplazando. La posición inicial del trío está señalada por una cruz verde. La posición en radio ondas de fuente I está señalada con un círculo rojo como la de fuente x. Puede apreciarse el desplazamiento de est aúltima en 7 años. Esto da testimonio de cómo se degradan sistemas estelares por mutuos encuentros gravitatorios, en regiones de gran cantidad de estrellas.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.