Archivo de la etiqueta: Estructura galáctica

Caen estrellas errantes sobre la Vía Láctea.

Las estrellas, en su mayoría, se mueven de la misma manera.
Casi todas respetan el potencial galáctico que las hace girar en torno al centro de la galaxia en el mismo sentido y con una velocidad que disminuye con la distancia.
Además de esa velocidad, tienen un movimiento peculiar, que es el que les quedó luego de su formación. Así, si nos ubicamos a una determinada distancia del centro de la galaxia, y nos movemos con la velocidad correspondiente al potencial galáctico, veremos que las estrellas se mueven respecto de nosotros con velocidades al azar, o sea con sus movimientos peculiares.
El movimiento de las estrellas, es la suma de ambos.

Pero hay estrellas que no respetan esto. Algunas son hiperveloces y otras son directamente errantes.
Ambos tipos de estrellas, adquirieron ese movimiento por una acción gravitatoria cuando pasaron cerca de otra estrella, incluso una más masiva que ellas, o cerca del agujero negro central.

La estrella de Scholtz, es una estrella con las características de estrella errante. Se piensa que los Sednitos (objetos de la familia de Sedna) tienen propiedades dinámicas comunes por haber sido perturbados por una estrella errante que pasó cerca del Sistema Solar (pdp, 27/oct./2018, Una estrella errante como origen de las características de los Sednitos, https://paolera.wordpress.com/2017/10/27/una-estrella-errante-como-origen-de-las-caracteristicas-de-los-sednitos/).

Así, las estrellas errantes están en condiciones de escapar de la galaxia donde se formaron debido a su gran velocidad. De esta manera podría haber estrellas de este tipo en el espacio intergaláctico y serían las responsables de la luz de fondo observada en el espacio, aparte de la radiación en micro-ondas originada en el Big-Bang. Se estima que la mitad de las estrellas del Universo son errantes (pdp, 11/nov./2014, Las estrellas errantes podrían ser la solución de dos misterios astronómicos, https://paolera.wordpress.com/2014/11/11/las-estrellas-errantes-podrian-ser-la-solucion-de-dos-misterios-astronomicos/).

El satélite astrométrico GAIA, obtiene precisas medidas de posición y movimientos de estrellas.
De esta manera, se descubrieron estrellas errantes con velocidades que les permitiría salir de la Vía Láctea. Pero la mayoría de ellas no escapan sino que están cayendo hacia Ella.

Ilustración donde se muestrta a la Vía Láctea recibiendo estrellas errantes (en amarillo). Las indicadas en rojo son las que podrían escapar. Crédito: GAIA, ESA.

Estas estrellas pueden provenir de galaxias lejanas, de enanas cercanas como las Nubes de Magallanes o incluso del halo de nuestra Galaxia.
En cuanto al origen de sus movimientos, éstos pueden ser diferentes. Pueden ser estrellas liberadas y hasta empujadas cuando su estrella compañera estalló como supernova, o haber sido afectadas gravitacionalmente por otra estrella o agujero negro.

Referencia:

Fuente:

 

pdp.

 

 

Anuncios

La enana de Sagitario habría pertubado el disco de la Vía Láctea.

Nuestra Galaxia creció asimilando a otras menores y muestra secuelas de otros encuentros.
Galaxias enanas han atravesado el disco sacudiendo estrellas como migas de pan de un mantel; a eso se lo conoce como desalojo galáctico (pdp, 27/feb./2018, Desalojo galáctico, https://paolera.wordpress.com/2018/02/27/desalojo-galactico-sacudiendo-estrellas/).

Las corrientes estelares también son evidencias de encuentros cercanos con galaxias menores. Éstas fueron desgarradas y sus estrellas se mezclaron con las de la Vía Láctea, muchas formando un tren estelar o corriente de estrellas. Por ejemplo, la corriente de Sagitario se debería a las estrellas arrancadas de la galaxia enana de Sagitario (https://es.wikipedia.org/wiki/Enana_El%C3%ADptica_de_Sagitario). Ésta a su vez, sería la responsable de alabear el disco de la Vía Láctea y de colaborar con la formación de sus brazos espirales; después de todo, son perturbaciones propagándose en el disco (pdp, 28/jul./2016, Vía Láctea vs. Enana de Sagitario, https://paolera.wordpress.com/2016/07/28/via-lactea-vs-enana-de-sagitario/

Pero esta enana sería responsable de algo más.
Al graficar estrellas según ciertos parámetros, se suelen notar ciertas relaciones. Se hicieron observaciones precisas de velocidad y posición de estrellas. Al graficar su velocidad (velocidad vertical) en función de su posición (por encima y debajo del disco galáctico) se encontró que se agrupan en una estructura enroscada, similar a un caracol.

Gráfico publicado ESA, GAIA

Hace unos 300 millones a 900 millones de años, una galaxia pasó cerca de la Vía Láctea. Eso produjo una perturbación gravitatoria que se propagó por el disco, como las ondas que se propagan en el agua cuando arrojamos una piedra. Estas ondas se combinaron con el movimiento del disco y se dieron las perturbaciones que aún hoy observamos.

Ilustración de ESA, GAIA

Bien, ¿qué objeto originó esto?
Según los estudios, hace unos 200 millones a 1000 millones de años, una galaxia cumplió con la condiciones, es decir que pasó lo suficientemente cerca como para producir ésto. ¿Saben cuál?
Si… la enana de Sagitario.

Referencia:

Fuentes:

pdp.

Explicando los brazos anómalos de NGC 4258.

Las galaxias espirales muestran sus característicos brazos y sus dominantes agujeros negros supermasivos centrales.
Los brazos son perturbaciones que al propagarse favorecen la formación estelar; por eso es que se destacan. El agujero negro supermasivo central absorbe materia de un disco que lo rodea. Esa materia alimenta chorros bipolares de material caliente, los que salen con direcciones perpendiculares a ese disco (pdp, 20/dic./2013, Primera aproximación a los chorros de materia…, https://paolera.wordpress.com/2013/12/20/primera-aproximacion-a-los-chorros-de-materia-relacionados-con-discos-de-acrecion/).

Pero no siempre las cosas se mantienen dentro de lo esperado.
NGC 4258, también catalogada como M 106, es una galaxia espiral de núcleo activo a unos 23 millones de años luz de casa con un tamaño similar a la espiral de Andrómeda (o sea mayor que la Nuestra). Esta galaxia llamó la atención por tener estructuras similares a brazos además de los clásicos espirales. Estos brazos son muy activos en radio-ondas por lo que se trataría de estructuras relacionadas con el agujero negro supermasivo central (pdp, 04/may./2012, Los brazos de NGC 4258, https://paolera.wordpress.com/2012/05/04/los-brazos-de-ngc4258/).

The galaxy M 106, in observations taken by Hubble Space Telescope combined with two smaller (but wider field of view) telescopes. The inner red arms aren’t actually spiral arms, but gas heated by a supermassive black hole.

Imagen de NGC 4258 crédito de  NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), and R. Gendler (for the Hubble Heritage Team). Acknowledgment: J. GaBany

Observándolos con detenimiento, esas estructuras no son estrictamente brazos espirales.
Sucede que el disco de materia que rodea al agujero negro central tiene una inclinación de unos 60º respecto del plano de la galaxia. Eso hace que los chorros de materia (perpendiculares a ese disco) tengan unos 30º respecto del plano de la galaxia.
De esta manera, esos chorros nacen y circulan casi dentro del plano galáctico interactuando con la materia que allí se encuentra. Eso calienta el material a su paso y al rotar en torno a la perpendicular del plano galáctico, se generan esas estructuras similares a brazos. En realidad se trata de chorros de materia girando como los chorros de agua de un regador giratorio. Luego de recorrer unos 3 mil años luz por el disco galáctico, esas estructuras de gas calientre se elevan hacia el halo en direcciones opuestas en cada lado, como géisers de material caliente, dando el aspecto de brazos curvados hacia arriba del plano de la galaxia.

Ahora bien; habrá que explicar la gran inclinación del disco que rodea al agujero negro central.

Referencia:

Fuente:

El disco de objetos masivos que rodean a Sgr.A*.

Las estructuras galácticas tienen componentes que no se dan por azar.
Por ejemplo nuestra Galaxia, una enorme espiral con barras y un bulbo en el centro (pdp, 22/oct./2014, Desalineación entre el bulbo y las barras en la Vía Láctea, https://paolera.wordpress.com/2014/10/22/desalineacion-entre-el-bulbo-y-las-barras-en-la-via-lactea/).
En ella, se ha detectado un disco de objetos masivos alrededor del agujero negro supermasivo central Sgr.A*. En su mayoría son estrellas jóvenes y masivas, precursoras de estrellas de neutrones y agujeros negros como los que ya se encuentran en ese disco. Toda una población de objetos de gran masa que tienen una buena probabilidad de generar encuentros y fusiones entre ellos con la consabida producción de ondas gravitatorias. Ese séquito de “pesados” rodea a Sgr.A* en un apretado disco de no más de 2 años luz (en realidad 0,5 pc. algo así como 1,6 AL).

black holes form in disks at the center of galaxies like our milky way

Ilustración de Sgr.A* – Crédito de  NASA/JPL-Caltech.

El vecindario de Sgr.A* es hostil a la formación estelar. La materia se arremolina cayendo en el agujero negro, por lo que no tiene tiempo de formar estrellas. Así, el origen de ese disco de objetos masivos debe ser otro.

Luego de estudios realizados con simulaciones numéricas, se encontró que las estrellas y cúmulos de estrellas que rodean al centro de la Vía Láctea (VL), interactúan fuertemente con Sgr.A* obviamente de manera gravitacional.
Por un lado, estrellas y cúmulos sienten afectadas las inclinaciones de sus órbitas haciendo que tiendan al plano de la VL. A esto se lo conoce como relajación resonante vectorial porque la orientación de las órbitas está dada por un vector (segmento orientado perpendicular al plano de la órbitahttps://es.wikipedia.org/wiki/Vector). También se ven afectadas las excentricidades de esas órbitas (su divergencia respecto del círculo). A eso se lo conoce como relajación resonante escalar, porque la excentricidad no es una magnitud vectorial (no se trata de un segmento orientado).

Los cúmulos que se unen a esa región, se desarman interactuando con el material allí existente. Así colaboran con estrellas que se unen a las que allí tienden desde las vecindades del centro galáctico. Todas toman masa de la que hay cerca del plano galáctico volviéndose más masivas y activas, se fusionan y asocian entre ellas para terminar como agujeros negros y seguramente generar ondas gravitatorias; en suma, se convierten en todos los objetos de gran masa allí encontrados rodeando a Sgr.A*.

Referencia:

Fuentes:

pdp.

Galaxias ultra difusas relacionadas con galaxias mayores.

En el Universo no sólo se destacan los objetos brillantes, también llaman la atención los de bajo brillo.
Las galaxias se presentan con diferentes características. Unas de ellas son las Galaxias Ultra Difusas (GUD – UDG (Ultra Diffuse Galaxy)). Estos objetos se forman parte del Universo de objetos débiles. Se caracterizan por su bajo brillo superficial distribuido en áreas que superan los 5000 años luz de ancho y se las puede hallar en grupos de galaxias, en regiones de baja densidad
Hoy en día, su origen es tema de debate.
Se piensa que puede tratarse de “galaxias fallidas” del tipo de la Vía Láctea, pero con masas como las de las galaxias enanas. Otras parecen ser la versión extendida y de bajo brillo superficial de la galaxias enanas clásicas.

Se han descubierto dos GUD vinculadas a material arrancado gravitacionalmente a galaxias mayores. Se trata de NGC 2708-Dw1 y NGC 5631-Dw1.

En el recuadro debajo de la NGC 2708 se puede observar a la GUD – Imagen publicada en el trabajo de P. Bennet et al.

Su evidente relación con el material del halo de las galaxias mayores de las que son vecinas sugiere dos situaciones posibles.

  1. Esta relación deformó galaxias enanas llevándolas a ser objetos más grandes y de menor brillo superficial.
  2. Estas GUD se formaron del colapso del material arrancado de las galaxias mayores.

En el recuadro debajo de la NGC 5631 se puede observar a la GUD – Imagen publicada en el trabajo de P. Bennet et al.

Son necesarias más observaciones para determinar el origen de este tipo de objetos y qué fracción se debe a la interacción con galaxias mayores.

Fuente:

  • arXiv:1809.01145v1 [astro-ph.GA] 4 Sep 2018, Evidence for Ultra-Diffuse Galaxy ‘Formation’ Through Galaxy Interactions, P. Bennet et al.
    https://arxiv.org/pdf/1809.01145.pdf

pdp.

La colosal COSMOS-AzTEC-1.

La galaxia COSMOS-AzTEC-1 es un monstruo desafiante.
Veamos cuales son los desafíos que nos presenta.
Es enorme y de gran formación estelar, lo hace 1000 veces más rápido que nuestra Vía Láctea (VL) que lo hace a razón de 1 o 2 estrellas al año y se encuentra a casi 13 mil millones de años luz de casa, o sea que la vemos como era hace ese tiempo atrás.

Ilustración de COSMOS-AzREC-1 publicada en el sitio del observatorio ALMA.

Por un lado, su tamaño llama la atención. Se acepta que las galaxias crecen asimilando a menores. Al menos así lo hizo (y hace) la Nuestra. La VL es de unos 10 mil millones de años de edad, hace ese tiempo que comenzó a crecer; mientras AzTEC-1 ya era enorme casi unos 3 mil millones de años antes. O sea que se dieron procesos que favorecieron la formación de esta gran estructura.
Las grandes galaxias elípticas se pueden formar de la fusión de grandes espirales (al menos eso pasará cuando se fusionen la VL y la galaxia de Andrómeda). Se piensa que monstruosas estructuras galácticas como ésta, serían los ancestros de actuales elípticas. Luego, este tipo de galaxias podrían tener un origen diferente al de la fusión de espirales, uno relacionado con las grandes galaxias como AzTEC-1.

Por otro lado, llama la atención la tremenda formación de estrellas.
Para el estudio de este rápido proceso, se analizó el gas existente en AzTEC-1. Se encontró grandes cantidades de gas molecular.
Estas nubes son dinámicamente inestables, lo que favorece la rápida formación de estrellas.

Artist’s impression of the monster galaxy COSMOS-AzTEC-1. This galaxy is located 12.4 billion light-years away and is forming stars 1000 times more rapidly than our Milky Way Galaxy. ALMA observations revealed dense gas concentrations in the disk and intense stars formation in those concentrations. Credit: National Astronomical Observatory of Japan.

Imagen donde se señalan las inestables nubes de gas molecular de AzTEC-1 separadas entre ellas unos miles de años luz – Crédito:  National Astronomical Observatory of Japan.

Con ese ritmo de formación estelar, se calcula que el gas se agotará en unos 100 millones de años, lo que es 10 veces más pronto que en la mayoría de la regiones de formación de estrellas.
Bajo condiciones “normales”, la formación estelar se auto-regula. La presión de radiación de las estrellas recién nacidas aleja el gas molestando a la formación de estrellas vecinas.
En este caso, el gas está colapsando vertiginosamente resistiendo
a la radiación estelar que tiende a dispersarlo. Algo está colaborando con el colapso de esas nubes de gas, pero ¿qué…?

El estudio de AzTEC-1 continua.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Causas que afectan el brillo propio de estrellas y galaxias.

Las estrellas son las luminarias del Espacio.
Ellas no sólo iluminan sus vecindades interestelares, sino que hacen notar las galaxias donde viven e incluso su estructura.

Las estrellas más masivas son las que generan más energía desde su centro por reacciones nucleares generadas por presión y temperatura. Pero eso no es todo.
Si la estrella es pequeña (o de tamaño moderado), la energía (su luz) no tiene mucha superficie por donde salir; eso lo dice la ley de Stefan – Boltzmann (S-B). La energía total que irradia un cuerpo por unidad de superficie es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura (https://es.wikipedia.org/wiki/Ley_de_Stefan-Boltzmann). Luego, las más masivas y por lo tanto más calientes serían las más brillantes. Pero resulta que esas estrellas en general no son tan grandes, y para tener toda la energía irradiada por la estrella, hay que multiplicar la expresada por la ley de S-B por el área de la estrella (recordemos que la ley de S-B da la energía total irradiada por unidad de superficie); y ahí aparece la influencia de su radio. Las de mayor tamaño (de mayor radio) tienen superficies mayores y son más luminosas. Un ejemplo lo dan las gigantes y supergigantes rojas que, pese a tener baja temperatura superficial, son de las más brillantes.
Eso se debe a que los fotones (partículas de energía-luz) generados en el interior de las estrellas, no salen directamente de ella, sino que recorren caminos aleatorios dentro de la estrella, entrando y saliendo de los átomos que la forman, hasta llegar al exterior. Luego, las más pequeñas y densas “entretienen” más a sus fotones en su interior que las grandes y de menor densidad, que les ofrece mayores caminos libres hacia afuera (pdp, 19/feb./2016, Caminando el vacío, https://paolera.wordpress.com/2016/02/19/caminando-el-espacio-vacio-vacio/). Por supuesto que las ganadoras son la gigantes, vigorosas y jóvenes masivas. Éstas tienen la gran temperatura y el gran tamaño como para que salgan con facilidad la gran cantidad de fotones desde su interior (gigantes azules).
En el caso del brillo estelar, el tamaño importa.

En las galaxias espirales, resaltan sus brazos. Pensamos que en ellos hay mayor cantidad de estrellas, pero no es así. Hay más luz que en el resto de la galaxia pero no por haber más estrellas. En los brazos se da la mayor formación de estrellas en comparación con otras partes de la galaxia. O sea que lo que sucede es que en los brazos hay más estrellas jóvenes y luminosas.

En general, hay galaxias más brillantes que otras debido a que tienen una mayor formación estelar. Por ejemplo, una galaxia elíptica como NGC 4874, la dominante del cúmulo de Coma. (https://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%Bamulo_de_Coma).

Imagen de la elíptica NGC 4874 (a la derecha) en el grupo de galaxias de Coma. – Crédito: ESA/Hubble & NASA.

Esta galaxia es la más brillante del grupo debido a la gran cantidad de estrellas que hay en ella.

Pero la galaxia M82 es más brillante que NGC 4874, pese a tener menos estrellas.

Imagen de la galaxia “cigarro” M82 – Crédito: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Esta galaxia está interactuando con material vecino a ella. Esto provoca un brote de nacimientos de estrellas que, en suma, la hacen extremadamente brillante.
Sería el caso del nacimiento estelar en los brazos de las espirales llevado a toda la galaxia.
En el caso del brillo de las galaxias, lo que importa es la cantidad de estrellas brillantes, cosa que no va de la mano con su tamaño.

Referencia:

pdp.