Saltar ao contido

Formación e evolución das galaxias

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

O estudo da formación e evolución das galaxias explica como se orixinaron as primeiras galaxias, como foron cambiando co tempo ata o seu estado actual, e os procesos que xeraron a variedade de estruturas observadas en galaxias próximas. Isto depende dos procesos que formaron un Universo heteroxéneo a partir dun estado inicial homoxéneo.

Hipotetízase que a formación de galaxias ocorre a partir de teorías de formación de estrutura, como resultado de diminutas flutuacións cuánticas como consecuencia do big-bang. O modelo máis simple para explicalo que está en xeral de acordo cos fenómenos observados é o modelo Lambda-CDM (cosmoloxía Λ-materia escura fría, do inglés Λ-Cold Dark Matter cosmology), que di que o agrupamento e fusión de galaxias é o modo mediante o cal as galaxias aumentan de masa, e pode determinar tamén a súa forma e estrutura.

Propiedades comunmente observadas das galaxias

[editar | editar a fonte]
Diagrama "de diapasón" de Hubble da morfoloxía das galaxias

Debido á imposibilidade de realizar experimentos no espazo exterior e moito menos experimentos da escala necesaria, a única maneira de “comprobar” as teorías e modelos da evolución das galaxias é comparalas coas observacións. As explicacións sobre como se formaron e evolucionaron as galaxias deben predicir as propiedades observadas das galaxias e os seus tipos.

Edwin Hubble creou o primeiro esquema de clasificación das galaxias coñecido como diagrama do diapasón de Hubble. Dividiu as galaxias en elípticas, espirais normais, espirais barradas (como a Vía Láctea) e irregulares. Estes tipos de galaxias mostran as seguintes propiedades, que poden ser explicadas polas teorías actuais sobre a evolución das galaxias:

  • Moitas das propiedades das galaxias (incluíndo o diagrama de cor–magnitude das galaxias) indican que fundamentalmente hai dous tipos de galaxias, que son: galaxias azuis formadoras de estrelas, que son similares aos tipos espirais, e galaxias vermellas non formadoras de estrelas, que son similares a galaxias elípticas.
  • As galaxias espirais son bastante delgadas, densas e rotan relativamente rápido, mentres que as estrelas nas galaxias elípticas teñen órbitas orientadas aleatoriamente.
  • A maioría da masa das galaxias está constituída por materia escura, unha substancia que non é directamente observable, e parece que non pode interaccionar de ningunha maneira excepto por medio da gravidade.
  • A maioría das galaxias xigantes conteñen un burato negro supermasivo no seu centro, cunha masa que é de millóns a miles de millóns de veces maior que a do Sol. A masa do burato negro está ligada ao bulbo da galaxia hospedadora ou masa esferoide.
  • A metalicidade ten unha correlación positiva coa magnitude absoluta (luminosidade) da galaxia.

Unha confusión común é pensar que Hubble cría incorrectamente que o diagrama de diapasón describía unha secuencia evolutiva das galaxias, desde as galaxias elípticas pasando polas lenticulares e acabando nas espirais. Pero isto non é así, xa que o diagrama de diapasón mostra unha evolución desde o simple ao complexo sen que pretenda ter ningunha connotación temporal.[1] Os astrónomos agora cren que as galaxias discoidais probablemente se formaron primeiro, e despois evolucionaron a galaxias elípticas por medio de fusións galácticas.

Formación de discos galácticos

[editar | editar a fonte]

Esta é a etapa inicial da formación das galaxias. Cando se forma unha galaxia ten unha feitura de disco e denomínase galaxia espiral debido ás estruturas que posúe con forma de brazos dunha espiral que se observan no disco. Hai diferentes teorías sobre como se desenvolve esta distribución das estrelas similar a un disco a partir dunha nube de materia: porén, actualmente, ningunha delas predí exactamente os resultados das observacións.

Teorías "de arriba a abaixo"

[editar | editar a fonte]

Olin Eggen, Donald Lynden-Bell e Allan Sandage[2] en 1962, propuxeron unha teoría na que se formaban galaxias discoidais por un colapso monolítico dunha gran nube de gas. A materia no Universo inicial estaba distribuída en forma de grumos que consistían principalmente en materia escura. Estes grumos interaccionaban gravitaoriamente, exercendo forzas de torsión mareais uns sobre outros que actuaban dándolles certo momento angular. A medida que a materia bariónica arrefriaba, disipaba parte da enerxía e contraíase cara ao seu centro. Ao conservarse o momento angular, a materia preto do seu centro aumentaba a velocidade da súa rotación. Despois, como lle ocorre a unha bóla de masa de pizza que xira, a materia toma a forma dun disco estendido. Unha vez que este disco arrefría, o gas xa non é gravitatoriamente estable, polo que non pode permanecer como unha nube homoxénea única. Entón, rompe, formando pequenas nubes de gas, que forman estrelas. Como a materia escura non se disipa, xa que só interacciona gravitatoriamente, queda distribuída fóra do disco no que se chama halo escuro. As observacións indican que hai estrelas situadas fóra do disco, o cal non se axusta ben con este modelo da "masa de pizza". Leonard Searle e Robert Zinn[3] foron os primeiros que propuxeron que as galaxias se formaban por coalescencia de proxenitores menores. Esta teoría, coñecida como escenario de formación "de arriba a abaixo", é bastante simple, aínda que xa non é moi aceptada.

Teorías "de abaixo a arriba"

[editar | editar a fonte]

Entre as teorías máis recentes está o agrupamento de halos de materia escura nun proceso "de abaixo a arriba". En vez de grandes nubes de gas que se colapsan para formar unha galaxia na cal o gas se separa formando pequenas nubes, esta teoría propón que a materia comeza nestes “pequenos” grumos (de masas da orde das de cúmulos globulares), e despois moitos destes grumos fusiónanse para formar galaxias,[4] as cales despois son arrastradas pola gravitación para formar cúmulos de galaxias. Isto segue tendo como resultado distribucións de tipo disco da materia bariónica, mentres que a materia escura forma un halo polas mesmas razóns que a teoría "de arriba a abaixo". Os modelos que usan este tipo de procesos predín a formación de máis galaxias pequenas que grandes, o cal concorda coas observacións.

Os astrónomos non saben actualmente que procesos paran a contracción. De feito, as teorías de formación de galaxias discoidais non teñen éxito á hora de producir a velocidade de rotación e o tamaño das galaxias discoidais. Suxeriuse que a radiación procedente das estrelas brillantes de nova formación, ou procedentes dun núcleo galáctico activo poden facer máis lenta a contracción dun disco en formación. Tamén se suxeriu que o halo de materia escura pode tirar da galaxia, parando así a contracción do disco.[5]

O modelo Lambda-CDM é un modelo cosmolóxico que explica a formación do Universo despois do big-bang. É un modelo relativamente simple que predí moitas propiedades observadas no Universo, como as frecuencias relativas de diferentes tipos de galaxias; porén, subestima o número de galaxias discoidais delgadas que hai no Universo.[6] A razón é que os modelos de formación destas galaxias predín un gran número de fusións. Se as galaxias discoidais se fusionan con outras galaxias de masa comparable (de polo menos o 15% da súa masa) a galaxia que se fusiona probablemente destruirá ou como mínimo alterará grandemente o disco, e a galaxia resultante non se espera que sexa unha galaxia discoidal (ver a seguinte sección). Aínda que isto segue a ser un problema non resolto, non significa necesariamente que o modelo Lambda-CDM sexa completamente erróneo, senón que require un maior refinamento para reproducir exactamente as poboacións de galaxias observadas no Universo.

Fusión de galaxias e formación de galaxias elípticas

[editar | editar a fonte]
Representación artística dunha tormenta de lume durante o nacemento dunha estrela no centro dunha galaxia elíptica xove en crecemento.
NGC 4676 (Galaxias dos Ratos) é un exemplo dunha fusión de galaxias actual.
As galaxias Antenas son un par de galaxias en colisión. Os puntos azuis brillantes son estrelas novas que entraron en ignición recentemente como resultado dunha fusión.
ESO 325-G004, unha galaxia elíptica típica.

As galaxias elípticas (como IC 1101) están entre as máis grandes coñecidas ata agora. As súas estrelas están en órbitas que están orientadas aleatoriamente na galaxia (é dicir, non están rotando como galaxias discoidais). Unha característica distintiva das galaxias elípticas é que a velocidade das estrelas non contribúe necesariamente a aplanar a galaxia, como si ocorre nas galaxias espirais.[7] As galaxias elípticas teñen un burato negro supermasivo central, e a masa dese burato negro correlaciónase coa masa da galaxia.

As galaxias elípticas teñen dous estadios principais de evolución. O primeiro débese ao crecemento do burato negro supermasivo ao acrecionar máis gas en arrefriamento. A segunda etapa da súa evolución está marcada pola estabilización do burato negro pola supresión do arrefriamento do gas, deixando a galaxia elíptica nun estado estable.[8] A masa do burato negro está tamén correlacionada cunha propiedade chamada sigma que é a dispersión das velocidades das estrelas nas súas órbitas. Esta relación, coñecida como relación M–sigma, descubriuse en 2000.[9] As galaxias elípticas na súa maioría carecen de discos, aínda que algúns bulbos de galaxias discoidais lembran galaxias elípticas. É máis probable encontrar galaxias elípticas en rexións moi poboadas do Universo (como nos cúmulos de galaxias).

Os astrónomos consideran agora que as galaxias elípticas son algúns dos sistemas máis evolucionados do Universo. Acéptase amplamente que a principal forza impulsora para a evolución das galaxias elípticas é a fusión de galaxias máis pequenas. Moitas galaxias do Universo están ligadas gravitacionalmente a outras galaxias, o que significa que nunca escaparán da súa mutua atracción. Se as galaxias son de tamaño similar, a galaxia resultante non parecerá similar a ningúnha das proxenitoras,[10] senón que será elíptica. Hai moitos tipos de fusións galácticas, que non necesariamente teñen como resultado a formación de galaxias elípticas, senón que orixinan un cambio estrutural. Por exemplo, unha fusión menor crese que está a ocorrer entre a Vía Láctea e as Nubes de Magalláns.

As fusións entre galaxias grandes considéranse violentas, pero debido ás vastas distancias entre as estrelas, non hai esencialmente colisións estelares. Porén, a interacción friccional do gas entre as dúas galaxias pode causar ondas de choque gracitacionais, que poden formar novas estrelas na nova galaxia elíptica.[11] Secuenciando varias imaxes de diferentes colisións galácticas, pódese observar a liña de tempo da fusión de dúas galaxias espirais para dar lugar a unha galaxia elíptica.[12]

No Grupo Local, a Vía Láctea e a galaxia de Andrómeda están ligadas gravitacionalmente, e actualmente están a aproximarse a gran velocidade. As simulacións mostran que a Vía Láctea e Andrómeda están en curso de colisión e espérase que choquen en menos de cinco mil millóns de anos. Durante esta colisión, agárdase que o Sol e o resto do Sistema Solar serán exectados da súa actual traxectoria na Vía Láctea. A galaxia remanente podería ser unha galaxia elíptica xigante.[13]

Arrefriamento de galaxias

[editar | editar a fonte]
Formación de estrelas no que agora son galaxias "mortas" expulsadas hai miles de millóns de anos.[14]

Unha observación que debe ser explicada por unha teoría saisfactoria da evolución das galaxias é a existencia de dúas poboacións de galaxias no diagrama cor-magnitude das galaxias. As galaxias adoitan situarse en dúas situacións distintas no diagrama: unha "secuencia vermella" e unha "nube azul". As galaxias da secuencia vermella son xeralmente galaxias elípticas non formadoras de estrelas con pouco gas e po, mentres que as galaxias nube tenden a ser galaxias espirais formadoras de estrelas con moito po.[15][16]

Como se describiu en seccións previas, as galaxias adoitan evolucionar desde a estrutura espiral á elíptica mediante fusións galácticas. Porén, a taxa actual de fusións galácticas non explica como todas as galaxias se moven desde as "nubes azuis" á "secuencia vermella". Tampouco explica como cesa a formación de estrelas nas galaxias. As teorías da evolución das galaxias deben, por tanto, poder explicar como deixa de haber formación de estrelas na galaxia. Este fenómeno denomínase "arrefriamento" ou "temperado" (quenching).[17]

As estrelas fórmanse a partir de gas frío (lei de Kennicutt–Schmidt), polo que unha galaxia está arrefriada cando xa non ten máis gas frío. Porén, crese que o arrefriado ocorre relativamente rápido (en mil millóns de anos), o cal é un período moito máis longo que o tempo que tardaría unha galaxia en simplemente consumir as súas reservas de gas frío.[18][19] Os modelos de evolución das galaxias explican isto ao hipotetizar outros mecanismos físicos que eliminan ou cortan a subministración de gas frío á galaxia. Estes mecanismos poden, grosso modo, clasificarse en dúas categorías: (1) mecanismos de retroalimentación preventivos que deteñen a entrada de gas frío na galaxia ou impiden que este produza estrelas, e (2) mecanismos de retroalimentación exectivos que eliminan o gas de modo que non pode formar estrelas.[20]

Un mecanismo preventivo teorizado chamado “estrangulación” impide a entrada de gas frío na galaxia. A estrangulación é probablemente o principal mecanismo para arrefriar a formación de estrelas nas galaxias de baixa masa próximas.[21] A explicación física exacta para a estrangulación é aínda descoñecida, pero pode ter que ver coas interaccións da galaxia con outras galaxias. A medida que unha galaxia entra nun cúmulo de galaxias, as interaccións gravitatorias con outras galaxias poden estrangulala ao impediren que acrecione máis gas.[22] Para as galaxias con halos de materia escura masivos, outro mecanismo preventivo chamado “quentamento de choque virial” pode tamén impedir que o gas arrefríe o suficiente para formar estrelas.[19]

O proceso de exección, que expulsa gas frío das galaxias, pode explicar como arrefrían as galaxias máis masivas.[23] Un mecanismo exectivo está causado polos buratos negros supermasivos que se encontran nos centros das galaxias. As simulacións mostran que ese gas que se está acrecionando sobre os buratos negros supermasivos nos centros galácticos produce chorros de alta enerxía; a enerxía liberada pode expulsar suficiente gas frío para arrefriar a formación de estrelas.[24]

A nosa Vía Láctea e a veciña galaxia de Andrómeda parecen actualmente estar sufrindo unha transición de arrefriamento desde galaxias azuis formadoras de estrelas a galaxias vermellas pasivas.[25]

Galería

[editar | editar a fonte]
  • NGC 3610 mostra algunha estrutura en forma dun disco brillante , que implica que se formou hai só breve tempo.[26]
    NGC 3610 mostra algunha estrutura en forma dun disco brillante , que implica que se formou hai só breve tempo.[26]
  • NGC 891, unha galaxia discoidal moi delgada
    NGC 891, unha galaxia discoidal moi delgada
  • Unha imaxe de Messier 101, unha galaxia espiral prototípica vista de fronte
    Unha imaxe de Messier 101, unha galaxia espiral prototípica vista de fronte
  • Unha galaxia espiral, ESO 510-G13, está retorta como resultado de ter chocado con outra galaxia. Unha vez que a outra galaxia é completamente absorbida, a distorsión desaparece. O proceso dura normalmente millóns ou miles de millóns de anos.
    Unha galaxia espiral, ESO 510-G13, está retorta como resultado de ter chocado con outra galaxia. Unha vez que a outra galaxia é completamente absorbida, a distorsión desaparece. O proceso dura normalmente millóns ou miles de millóns de anos.

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ Hubble, Edwin P. "Extragalactic nebulae." The Astrophysical Journal 64 (1926).
  2. ↑ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". The Astrophysical Journal 136: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433. 
  3. ↑ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". The Astrophysical Journal 225: 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499. 
  4. ↑ White, Simon; Rees, Martin (1978). "Core condensation in heavy halos: a two-stage theory for galaxy formation and clustering.". MNRAS 183: 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. 
  5. ↑ Christensen, L.L.; de Martin, D.; Shida, R.Y. (2009). Cosmic Collisions: The Hubble Atlas of Merging Galaxies. Springer. ISBN 9780387938530. 
  6. ↑ Steinmetz, Matthias; Navarro, Julio F. (2002-06-01). "The hierarchical origin of galaxy morphologies". New Astronomy 7 (4): 155–160. Bibcode:2002NewA....7..155S. arXiv:astro-ph/0202466. doi:10.1016/S1384-1076(02)00102-1. 
  7. ↑ Kim, Dong-Woo (2012). Hot Interstellar Matter in Elliptical Galaxies. New York: Springer. ISBN 978-1-4614-0579-5. 
  8. ↑ Churazov, E.; Sazonov, S.; Sunyaev, R.; Forman, W.; Jones, C.; Böhringer, H. (2005-10-01). "Supermassive black holes in elliptical galaxies: switching from very bright to very dim". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters (en inglés) 363 (1): L91–L95. Bibcode:2005MNRAS.363L..91C. ISSN 1745-3925. arXiv:astro-ph/0507073. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x. 
  9. ↑ Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, S. M.; Filippenko, Alexei V.; Richard Green; Grillmair, Carl; Ho, Luis C. (2000-01-01). "A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion". The Astrophysical Journal Letters (en inglés) 539 (1): L13. Bibcode:2000ApJ...539L..13G. ISSN 1538-4357. arXiv:astro-ph/0006289. doi:10.1086/312840. 
  10. ↑ Barnes, Joshua E. (1989-03-09). "Evolution of compact groups and the formation of elliptical galaxies". Nature (en inglés) 338 (6211): 123–126. Bibcode:1989Natur.338..123B. doi:10.1038/338123a0. 
  11. ↑ "Current Science Highlights: When Galaxies Collide". www.noao.edu. Arquivado dende o orixinal o 10 de agosto de 2015. Consultado o 2016-04-25. 
  12. ↑ Saintonge, Amelie. "What happens when galaxies collide? (Beginner) - Curious About Astronomy? Ask an Astronomer". curious.astro.cornell.edu. Consultado o 2016-04-25. 
  13. ↑ Cox, T. J.; Loeb, Abraham (2008-05-01). "The collision between the Milky Way and Andromeda". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 386 (1): 461–474. Bibcode:2008MNRAS.386..461C. ISSN 0035-8711. arXiv:0705.1170. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. 
  14. ↑ "Giant Galaxies Die from the Inside Out". www.eso.org. European Southern Observatory. Consultado o 21 de abril de 2015. 
  15. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. New York: Pearson. ISBN 978-0805304022. 
  16. ↑ Blanton, Michael R.; Hogg, David W.; Bahcall, Neta A.; Baldry, Ivan K.; Brinkmann, J.; Csabai, István; Daniel Eisenstein; Fukugita, Masataka; Gunn, James E. (2003-01-01). "The Broadband Optical Properties of Galaxies with Redshifts 0.02 < z < 0.22". The Astrophysical Journal (en inglés) 594 (1): 186. Bibcode:2003ApJ...594..186B. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0209479. doi:10.1086/375528. 
  17. ↑ Faber, S. M.; Willmer, C. N. A.; Wolf, C.; Koo, D. C.; Weiner, B. J.; Newman, J. A.; Im, M.; Coil, A. L.; C. Conroy (2007-01-01). "Galaxy Luminosity Functions to z 1 from DEEP2 and COMBO-17: Implications for Red Galaxy Formation". The Astrophysical Journal (en inglés) 665 (1): 265. Bibcode:2007ApJ...665..265F. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0506044. doi:10.1086/519294. 
  18. ↑ Blanton, Michael R. (2006-01-01). "Galaxies in SDSS and DEEP2: A Quiet Life on the Blue Sequence?". The Astrophysical Journal (en inglés) 648 (1): 268. Bibcode:2006ApJ...648..268B. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0512127. doi:10.1086/505628. 
  19. ↑ 19,0 19,1 Gabor, J. M.; Davé, R.; Finlator, K.; Oppenheimer, B. D. (2010-09-11). "How is star formation quenched in massive galaxies?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 407 (2): 749–771. Bibcode:2010MNRAS.407..749G. ISSN 0035-8711. arXiv:1001.1734. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16961.x. 
  20. ↑ Kereš, Dušan; Katz, Neal; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Weinberg, David H. (2009-07-11). "Galaxies in a simulated ΛCDM universe – II. Observable properties and constraints on feedback". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 396 (4): 2332–2344. Bibcode:2009MNRAS.396.2332K. ISSN 0035-8711. arXiv:0901.1880. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14924.x. 
  21. ↑ Peng, Y.; Maiolino, R.; Cochrane, R. "Strangulation as the primary mechanism for shutting down star formation in galaxies". Nature 521 (7551): 192–195. Bibcode:2015Natur.521..192P. PMID 25971510. arXiv:1505.03143. doi:10.1038/nature14439. 
  22. ↑ Bianconi, Matteo; Marleau, Francine R.; Fadda, Dario. "Star formation and black hole accretion activity in rich local clusters of galaxies". Astronomy & Astrophysics 588: A105. Bibcode:2016A&A...588A.105B. arXiv:1601.06080. doi:10.1051/0004-6361/201527116. 
  23. ↑ Kereš, Dušan; Katz, Neal; Fardal, Mark; Davé, Romeel; Weinberg, David H. (2009-05-01). "Galaxies in a simulated ΛCDM Universe – I. Cold mode and hot cores". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 395 (1): 160–179. Bibcode:2009MNRAS.395..160K. ISSN 0035-8711. arXiv:0809.1430. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14541.x. 
  24. ↑ Di Matteo, Tiziana; Springel, Volker; Hernquist, Lars. "Energy input from quasars regulates the growth and activity of black holes and their host galaxies". Nature 433 (7026): 604–607. Bibcode:2005Natur.433..604D. PMID 15703739. arXiv:astro-ph/0502199. doi:10.1038/nature03335. 
  25. ↑ Mutch, Simon J.; Croton, Darren J.; Poole, Gregory B. (2011-01-01). "The Mid-life Crisis of the Milky Way and M31". The Astrophysical Journal (en inglés) 736 (2): 84. Bibcode:2011ApJ...736...84M. ISSN 0004-637X. arXiv:1105.2564. doi:10.1088/0004-637X/736/2/84. 
  26. ↑ "A young elliptical". Arquivado dende o orixinal o 06 de agosto de 2020. Consultado o 16 de novembro de 2015. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Bibliografía

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Formación_e_evolución_das_galaxias&oldid=6902264»