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Un agujero negro en retroceso (viajero).

En la fusión de dos grandes galaxias, no sólo se asimilan ambos sistemas estelares sino que también lo hacen sus agujeros negros (ANs).
Ambos comienzan a girar uno en torno, cada vez más rápido al otro a medida que se acercan mutuamente. Lo esperado es que terminen unidos en un sólo AN dominante de la galaxia resultante, pero no es tan así. Eso sería un caso sencillo.
Los ANs puden tener diferentes masas y rotaciones (spines). En ese caso, en el momento de la fusión se da un brusco desequilibrio. En términos más exactos, las ondas gravitacionales generadas son más intensas en una dirección que en otra; o sea que no son isotrópicas. En conclusión, el AN resultante recibe un empuje, una “patada” que lo puede impulsar y sacarlo de la galaxia resultante. Así es como aparece un AN en retroceso, un solitario.

Hay objetos candidatos a ser AN solitarios, uno de ellos es B3 1715 aparentemente explusado de la galaxia ZwCl 8183 resultante de una fusión (pdp, https://paolera.wordpress.com/2016/06/18/b3-1715425-un-posible-agujero-negro-solitario/).

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Imagen publicada en el trabajo de J. J. Condon et al.. La Cruz señala el centro de la galaxia y el círculo señala al agujero negro solitario.

Pero recientemente (febrero 2017) parece haberse confirmado el descubrimiento de otro AN en retroceso.
A 8000 millones de años luz (AL) de casa, se encuentra la galaxia 3C186, resultado de la fusión de dos galaxias.
Su agujero negro es de unas 1000 millones de masas solares y está 35 mil AL de su centro (más que nuestro Sol del centro de la Vía Láctea). Se mueve a 7,5 millones de Kms./h. (a esa velocidad vamos de la Tierra a la Luna en tres minutos). Estas galaxias habrían colisionado entre 1000 millones y 2000 millones de años atrás expulsando su AN resultante.
La energía involucrada en la expulsión de semejante objeto equivale a 100 millones de Supernovas.

Imagen de 3C186 crédito de NASA/ESA Hubble Space Telescope

Imaginemos objetos como esos vagando por el espacio. Luego, no sólo un asteroide puede amenazarnos. Por suerte es casi imposible que nos visite un AN solitario.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Galaxias enanas difusas “agrandadas”.

Las grandes galaxias han crecido asimilando a otras menores.
De hecho, nuestra Vía Láctea ha crecido asimilando a galaxias enanas vecinas. Hay muchas evidencias de eso, como ser, cúmulos globulares como restos de sus núcleos y corrientes estelares como resultado de desgarros gravitatorios de las asimiladas (las mastica antes de tragarlas).

Existen las galaxias enanas difusas y las ultradifusas (muy débiles) y son conocidas como galaxias enana difusas (DDG – Diffuse Dwarf Galaxy) y enanas ultradifusas (UDDG – Ultra Diffuse Dwarf Galaxy).

enanaDifusa

Imagen de la ultradifusas DGSAT 1 (arriba a la izquierda) y de And II (abajo a la derecha) publicda en el trabajo de D. Martínez Delgado et al.

Para sorpresa, se hallaron galaxias ultradifusas que no son enanas sino que tienen dimensiones comparables a grandes galaxias, se las denomina simplemente galaxias ultra difusas (UDG – Ultra Diffuse Galaxy). Hay dos candidatas en nuestro Grupo Local y unas 20 en el Volumen Local.

Esto viene a complicar los modelos evolutivos que dicen que estos sistemas crecen asimilando enanas y en la agitación de la materia asimilada se detona la formación de estrellas.
Aparentemente se trataría de enanas difusas “agrandadas”.
Estas galaxias se abrían formado en un ambiente de rápida rotación (o spin); o habrían adquirido alto spin, por lo que adoptaron una distribución espacial mayor.

Fuente:

pdp.

Ondas de K-H en el cúmulo de Virgo.

Cuando un fluido se mueve en un medio, en su interfaz (superficie límite entre ellos) aparecen inestabilidades conocidas como inestabilidades de Kelvin – Holmholtz (K-H).
Esas inestabilidades generan las ondas de K-H y se las puede observar en la Naturaleza en los bucles de los hilos de humo de un incienso, en el cielo como nubes onduladas y hasta en la materia interestelar en el espacio exterior (pdp, https://paolera.wordpress.com/2015/03/05/ondas-de-kelvin-holmholtz-en-orion/).

El cúmulo de galaxias de Virgo, está dominado por la gran elíptica central M87 (https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_el%C3%Adptica_M87). A unos 3 millones a años luz de ella, se encuentra otra elíptica miembro del cúmulo; la galaxia M60 (https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_el%C3%Adptica_M60).
Esta última está precipitando hacia el centro de cúmulo a una velocidad aproximada de 1000 Kms./seg., en dirección a M67.
En ese viaje, sufre la presión de arrastre por friccionar con el material intracumular. Debido a ese arrastre pierde materia en forma de colas de gas. En la interfaz de esa materia soltada y la intracumular, se dan inestabilidades de K-H y por lo tanto ondas del mismo tipo.

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Imagen en rayos X de M60 publicada en el trabajo de R. A. Wood et al.

En la imagen de aprecia las alas norte y sur (N Wing; S Wing) producto de las ondas de K-H generadas debido a la velocidad relativa entre el gas soltado por fricción y el material intracumular.
Las simulaciones verifican este efecto observado.

simulM60aM67

Imagen publicada en el trabajo de R. A. Wood et al.

Nótese la similitud de las estructuras onduladas obtenidas al emular la fricción que siente el material contenido en un sistema moviéndose en un medio.

Fuente:

  • DRAFT VERSION MARCH 20, 2017, THE INFALL OF THE VIRGO ELLIPTICAL GALAXY M60 TOWARD M87 AND THE GASEOUS STRUCTURES PRODUCED BY KELVIN-HELMHOLTZ INSTABILITIES, R. A. WOOD et al.
    https://arxiv.org/pdf/1703.05883.pdf

pdp.

Un agujero en la radiación de fondo en mircoondas, el efecto Siunyáiev-Zeldóvich

La radiación de fondo en microondas (CMB – Cosmic Microwave Background) se originó en el Big-Bang y proviene de todas partes del cielo.
Debido a la gran distancia a la que se encuentra de origen, se la observa fuertemente corrida a bajas frecuencias, por eso se la detecta en micro-ondas (https://conexioncausal.wordpress.com/2013/03/21/que-es-la-radiacion-de-fondo-de-microondas/).
Cuando los fotones (partículas de energía que componen la luz) del CMB interactúan con electrones libres energéticos (a temperaturas mayores a la de su entorno), adquieren energía y se desplazan a frecuencias mayores; es decir que se “corren” de las microondas. A esto se lo conoce como efecto Siunyáiev – Zeldóvich (efecto SZ).

Observando en microondas el cúmulo de galaxias RX J1347.5 – 1145, se puede apreciar este efecto.

ALMA Confirms ability to see a “Cosmic Hole”

Imagen crédito de ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Kitayama et al., NASA/ESA Hubble Space Telescope.

En la imagen se observa al cúmulo visto por el telescopio Hubble. Superpuesta a ella, se muestra en color azul la energía en microondas observada por ALMA del CMB. Además de notarse el efecto de lente gravitacional en esas imágenes duplicadas y alargadas en forma de arcos, se aprecia un “agujero” donde falta radiación en microondas del CMB (https://es.wikipedia.org/wiki/Lente_gravitacional)
Esta radiación interactúa con los electrones libres de la materia intracumular, los que causan el incremento de frecuencia del CMB proveniente de esa dirección (efecto SZ) y deja de ser observada en microondas, dando la apariencia de ese agujero en el CMB.

Fuente:

pdp.

La galaxia A2744 YD4

Observando en ondas milimétricas, ALMA (http://www.almaobservatory.org/es/inicio) pudo detectar su galaxia más lejana hasta hoy (marzo 2017).
Se trata de A2744 YD4. Es una galaxia que por su distancia se la observa de tan sólo 600 millones de años, eso es el 4% de la edad del Universo; siendo observada detrás del cúmulo de galaxias Abell 2744.

Imagen de A2744 YD4 crédito de ALMA [ESO/NAOJ/NRAO], NASA, ESA, ESO and D. Coe [STScI]/J. Merten [Heidelberg/Bologna]


En esa longitud de onda, es posible observar la riqueza de polvo que tiene. Está polucionada de la materia producida por eventos de supernovas, la muerte explosiva de estrellas muy masivas. Esto indica una gran capacidad de formación estelar, del orden unas 20 estrellas de tipo solar al año; eso es 20 veces la producción de la Vía Láctea. Ese ritmo de producción estelar implica que la polución observada se dio en 200 millones de años.
El estudio de este tipo de galaxias permite estudiar las estrellas primordiales del Universo, las conocidas como de Población III.
Éstas eran ricas en Hidrógeno y Helio y pobres en metales y elementos pesados. Al estallar las más masivas, entregaban material para la formación de las más tardías o Población II, las que dieron lugar a las de Población I que es la población a la que pertenece el Sol.

Referencia:

Fuente:

pdp.

 

Formación estelar en brazos espirales y espolones.

Dentro de las morfologías de galaxias, las más llamativas suelen ser las espirales.
Para que se formen esos brazos, deben darse ciertas condiciones.
La materia no debe estar distribuida de manera uniforme y debe haber una rotación diferencial, es decir que, la rotación es más lenta a medida que nos alejamos del centro. Sin esas dos condiciones, no hay espirales.
Los brazos espirales resaltan a la vista. Eso hace pensar que allí hay mayor cantidad de estrellas que en otras partes de la galaxia. Pero no es así. Si bien es cierto que se destacan por ser regiones luminosas, en ellos no hay más estrellas. Sucede que en los brazos espirales hay muchas estrellas jóvenes y brillantes; los brazos espirales son cuna de estrellas. Eso los hace resaltar respecto del resto de la galaxia dando la apariencia de estar más poblados de estrellas.
Como las galaxias se formaron desde su centro, es lógico hallar en esas regiones muchas estrellas evolucionadas. Con el tiempo, se fueron consolidando las partes exteriores y luego comenzó allí la formación de estrellas más jóvenes que las de las regiones centrales.

Pero la gran pregunta es: ¿cómo se originan esos brazos?
Bien, el proceso no está totalmente entendido, pero se trata de ondas que se propagan en un disco de materia bajo la acción de la rotación diferencial. En estos brazos, se favorece la formación de estrellas, las cuales luego de nacer los abandonan. Para que se forman estrellas, debe darse que el gas esté frío (al menos no muy caliente para que la agitación impida el colapso) y se debe contar con la ayuda de procesos que colaboren con el colapso de ese gas. En los brazos, se dan esas condiciones ya que las ondas tienden a colapsar el gas.
Para el estudio de los brazos y sus propiedades, a veces es bueno observaros desde adentro, como en el caso de la Vía Láctea; y a veces desde afuera, como en el caso de otras grandes galaxias espirales.
Para eso se observó la relativamente cercana galaxia M51, familiarmente conocida como “galaxia remolino”.

Messier51.jpg

Imagen de M51 publicasa eb Wikipedia crédito de NASA, ESA, S. Beckwith (STScI), and The Hubble Heritage Team STScI/AURA)

A lo largo de los brazos espirales, hay estructuras alargadas, como en forma de espolón, perpendiculares a ellos, donde también se da el nacimiento estelar. Esto no es un detalle menor. Hay evidencias de formación estelar reciente o en curso en esas espolones, donde el gas tiene las mismas propiedades que el que está en los brazos. No hay tendencias a determinadas edades en las estrellas de los brazos o de los espolones.
Todo indica que hay otros procesos además de los involucrados en los brazos, que dan origen a la formación de estrellas en los espolones, y esos procesos se sostienen a lo largo de grandes escalas de tiempo.
Luego, la relación entre brazos y estrellas jóvenes no está aclarada totalmente.

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Detalle de M51 donde se aprecia los espolones (regiones en rojo) y parte de un brazo ({arm} en color azul). Imagen publicada en el trabajo de Eva Schinnerer et al.

 Artículo relacionado:

Fuente:

  • Accepted version, 09/jan./2017, The PdBI Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS).
    The Role of Spiral Arms in Cloud and Star Formation, Eva Schinnerer et al.
    https://arxiv.org/pdf/1701.02184v1.pdf

pdp.

Evidencias de colisión de materia cerca del centro galáctico.

Nuestra galaxia, como todas, tiene un agujero negro (AN) central supermasivo, Sag.A*
En nuestro caso, tiene una masa de unos 4 millones de soles.
Está rodeado de un espiral de gas ionizado (formado por átomos rotos) de unos 6 años luz (AL) de ancho del cual suele alimentarse. Rodeando ese espiral, se encuentra el disco de materia (gas) circunnuclear que tiene unos 20º de inclinación con el plano galáctico.
Ese disco tendría una edad de no más de un millón de años y se habría formado por la disrupción o desgarro gravitacional de nubes de gas por parte de Sag.A*, las que se ubican entre 9 y 45 AL de Él.

Entre esas nubes, está la conocida como la nube de +20Km/seg. en relación a su movimiento. Se la observa obscura en relación a las estrellas del centro galáctico, por lo que se presume que está entre nosotros y Sag.A*.
En observaciones en radio-ondas, se encontró que esta gran nube molecular tiene una “conexión” con el disco curcunnulear a través de una estructura alargada en forma de puente; la que a su vez, tiene características químicas entre la nube y el disco.

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Imagen publicada en el trabajo de Shunya Takekawa et al.

En la imagen se aprecia la nube de 20Km./seg. como una mancha amarilla. La línea punteada amarilla corresponde al disco circunnuclear y la de color magenta indica el puente entre la nube y el disco.
Este puente sería el resultado de un encuentro con el disco circunnuclear; un encuentro físico íntimo (existencia de contacto). Debido a este encuentro, parte de la nube de 20Km./seg. se integrtaría al disco y hasta al espiral ionizado con el tiempo.

Fuente:

pdp.