Marea galáctica

La marea galáctica es una fuerza de marea ejercida sobre los objetos por el campo gravitacional de una galaxia como la Vía Láctea . Las áreas de influencia particulares incluyen las galaxias que interactúan , la desintegración de las galaxias enanas o satélites , así como, a menor escala, los efectos de las mareas en la hipotética Nube de Oort de nuestro Sistema Solar .

Origen

Un cuerpo cercano a una gran masa es atraído y distorsionado por las fuerzas de las mareas.

Cuando un cuerpo (como el objeto azul en la imagen de la izquierda) está en el campo gravitacional de una gran masa (el objeto amarillo), se distorsiona por la fuerza de la marea.

La atracción gravitacional aumenta al disminuir la distancia: cuanto más cerca está un objeto de otro, más se ve afectado por la influencia gravitacional del otro objeto. Cuando un objeto muy grande está bajo la influencia gravitacional de otro, la fuerza gravitacional puede variar considerablemente de una parte del objeto a otra. Esto tiende a distorsionar su forma, sin cambiar su volumen. Suponiendo que el objeto era inicialmente una esfera , las fuerzas de marea tenderán a distorsionarlo en un elipsoide , con el eje principal alineado hacia el cuerpo produciendo la fuerza de gravedad.

Las fuerzas de las mareas siguen la ley del cubo inverso. La fuerza de marea exacta en cada punto se describe mediante el tensor de Weyl .

Como en la Tierra la fuerza de la marea lunar se siente con el aumento cíclico del nivel del mar ( marea ), también a escala galáctica se sienten las fuerzas de la marea; dos galaxias que interactúan por marea tenderán a distorsionarse, alargándose. Además, si las galaxias poseen un movimiento de rotación rápido, es posible que sus secciones no puedan resistir el estrés, como es el caso de la Tierra, y se pueden formar largas colas de estrellas y otras regiones muy distorsionadas, como se ve en la imagen lateral.

Efectos sobre las galaxias

El mismo tema en detalle: Galaxias en interacción .

Colisión entre galaxias

Las largas colas de marea que se ramifican desde las dos Galaxias Antenas .

Las fuerzas de las mareas dependen del gradiente del campo gravitacional más que de su fuerza, por lo que los efectos de las mareas generalmente se limitan a los alrededores inmediatos de la galaxia. Dos grandes galaxias que chocan o se rozan entre sí serán sometidas a una gran fuerza de marea, cuyos efectos son evidentes en las imágenes tomadas con telescopios.

Dos galaxias que interactúan no siempre interactúan de frente, y las fuerzas de las mareas distorsionan ambas galaxias a lo largo de un eje que apunta aproximadamente hacia afuera y hacia afuera de la causa de la perturbación. Cuando dos galaxias entran en órbita cercana una alrededor de la otra, estas regiones distorsionadas, estiradas por el cuerpo principal de la galaxia, son arrancadas por la rotación diferencial de la galaxia y lanzadas al espacio, formando colas de marea . Estas colas suelen estar muy curvadas; cuando una cola aparece rectilínea, probablemente se deba al sentido visual, es decir, al hecho de que se ve desde arriba. Es más probable que las estrellas y el gas que forman las colas hayan sido arrancados de los discos galácticos o de los extremos fácilmente distorsionados de una o ambas galaxias, en lugar de los centros galácticos, que están más unidos gravitacionalmente. ^[1] Dos ejemplos notables de colisiones galácticas que han formado colas de marea son las Galaxias Ratón y las Galaxias Antenas .

Así como la Luna hace que se eleven dos mareas en lados opuestos de la Tierra, una marea galáctica produce dos brazos en su compañera galáctica. Si la galaxia perturbada tiene una masa igual o menor que la de su compañera, se forma una cola grande; si tiene una masa significativamente mayor que la de la galaxia perturbadora, entonces el brazo trasero será relativamente pequeño mientras que el brazo delantero, a veces llamado puente , estará más extendido. ^[1] Los puentes de marea son generalmente más difíciles de distinguir que las colas de marea. Primero, el puente puede ser absorbido por la galaxia que pasa o la galaxia fusionada, haciéndolo visible durante menos tiempo que una cola larga típica. En segundo lugar, si una de las galaxias está en primer plano, entonces la segunda galaxia, y el puente entre las dos, puede estar parcialmente oscurecido. Juntos, estos efectos pueden hacer que sea difícil distinguir dónde termina una galaxia y comienza la otra. Los anillos de marea , en los que una cola se une en ambos extremos con su galaxia madre, también son bastante raros. ^[2]

Interacciones entre galaxias satélite

La galaxia de Andrómeda . Observe su galaxia satélite M32 (abajo a la derecha), cuyos brazos fueron arrancados por las fuerzas de las mareas de Andrómeda.

Dado que los efectos de las mareas son más fuertes en las inmediaciones de una galaxia, las galaxias satélite son particularmente propensas a verse afectadas. Esta fuerza externa en una galaxia satélite puede producir movimientos ordenados en su interior, produciendo efectos observables a gran escala: la estructura y los movimientos internos de una galaxia satélite enana pueden ser fuertemente modificados por una marea galáctica, induciendo una rotación (como ocurre con las mareas de los océanos de la Tierra) o una relación masa- luminosidad anormal. ^[3] Las galaxias satélite también pueden ser despojadas como ocurre en las colisiones entre galaxias, donde las estrellas y el gas son arrancados de los extremos de una galaxia, con la probable absorción por parte de su compañera. La galaxia enana M32 , una galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda , puede haber perdido sus brazos espirales por esta razón, mientras que la alta tasa de formación de estrellas en el núcleo restante puede ser el resultado del movimiento de las mareas en las nubes moleculares restantes ^[4] ( Dado que las fuerzas de las mareas pueden dar forma y comprimir las nubes de gas interestelar dentro de las galaxias, pueden desencadenar un intenso proceso de formación de estrellas en pequeños satélites; este proceso es similar al calentamiento de un objeto por compresión).

Entre dos galaxias comparables, el mecanismo por el cual pueden ser despojadas de sus estrellas es el mismo, pero el campo gravitacional relativamente débil de una galaxia satélite asegura que solo ella y no la galaxia madre se verá afectada. Si el satélite es muy pequeño en comparación con la madre, las colas de escombros de marea producidas serán simétricas y seguirán una órbita muy similar, siguiendo efectivamente la trayectoria del satélite. ^[5] Sin embargo, si el satélite es lo suficientemente grande - generalmente más de una diezmilésima parte de la masa de su madre - entonces la gravedad de la galaxia satélite puede cambiar las colas, romper la simetría y acelerarlas en diferentes direcciones. La estructura resultante depende tanto de la masa como de la órbita del satélite y de la masa y estructura del supuesto halo galáctico alrededor de la madre, y puede proporcionar una estimación significativa del potencial de materia oscura de una galaxia. ^[6]

Después de muchas órbitas alrededor de la galaxia madre, o si la órbita del satélite pasa demasiado cerca de ella, una galaxia enana puede eventualmente ser completamente destruida y formar un rastro de marea de estrellas y gas que envuelve el núcleo central. Se ha propuesto que los vastos discos de gas y estrellas alrededor de algunas galaxias, como en Andrómeda, pueden ser el resultado de la destrucción total de las mareas (y la posterior fusión con la galaxia madre) de una galaxia satélite enana. ^[7]

Efectos en los cuerpos dentro de una galaxia.

Los efectos de las mareas también están presentes dentro de una galaxia. Esto puede tener consecuencias para la formación de estrellas y sistemas planetarios . Generalmente, la gravedad de una estrella dominará dentro de su propio sistema; sólo con el paso de otras estrellas su dinámica puede verse comprometida sustancialmente. Sin embargo, en las partes más externas del sistema, la gravedad de la estrella es débil y las mareas galácticas pueden jugar un papel importante. En nuestro sistema solar, la hipotética nube de Oort , que se supone que es la fuente de cometas a largo plazo, se encuentra en esta zona de transición.

Diagrama de la nube de Oort .

Se cree que la nube de Oort es una vasta capa que rodea nuestro sistema solar, quizás en un radio de más de un año luz . Al cruzar una distancia tan grande, el gradiente de los campos gravitacionales de la Vía Láctea juega un papel más importante. Debido a este gradiente, las mareas galácticas pueden deformar una nube esférica como la de Oort, empujándola en la dirección del centro galáctico y comprimiéndola a lo largo de los dos ejes, mientras la Tierra se estira en respuesta a la gravedad de la Luna.

La gravedad del Sol a esa distancia es lo suficientemente débil como para permitir que una pequeña perturbación galáctica empuje a algunos planetesimales hacia el Sol y sus planetas, reduciendo significativamente su perihelio . ^[8] Así, un cuerpo compuesto por una mezcla de roca y hielo puede convertirse en cometa cuando se expone a un aumento de la radiación solar presente en el sistema solar interior.

Se ha sugerido que la marea galáctica también puede contribuir a la formación de una nube de Oort, aumentando el perihelio de los planetesimales con un afelio grande. ^[9] Esto muestra que los efectos de la marea galáctica son bastante complejos y dependen en gran medida del comportamiento de los objetos individuales dentro de un sistema planetario. En conjunto, el efecto puede ser bastante fuerte. Más del 90% de los cometas nacidos de la nube de Oort podrían ser el resultado de la marea galáctica. ^[10]

Nota

^ ^a ^b Toomre A. y Toomre J., Puentes y colas galácticos , en The Astrophysical Journal , vol. 178, 1972, págs. 623–666, DOI : 10.1086 / 151823 .
^ Wehner EH et al., NGC 3310 y sus restos de marea: restos de la evolución de galaxias , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 371, n. 3, 2006, págs. 1047-1056, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10757.x .
^ Piatek S. & Pryor C., ¿Pueden las mareas galácticas inflar los M / L aparentes de las galaxias enanas? , en Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense , vol. 25, 1993, pág. 1383.
^ Bekki, Kenji; Sofá, Warrick J.; Drinkwater, Michael J.; Gregg, Michael D., Un nuevo modelo de formación para M32: ¿Una galaxia espiral de tipo temprano trillada? , en The Astrophysical Journal , vol. 557, 2001, págs. Número 1, págs. L39 - L42, DOI : 10.1086 / 323075 .
^ Johnston, KV; Hernquist, L. y Bolte, M., Firmas fósiles de eventos de acreción antiguos en el halo , en The Astrophysical Journal , vol. 465, 1996, pág. 278, DOI : 10.1086 / 177418 .
^ Choi, J.-H.; Weinberg, MD; Katz, N., La dinámica de las colas de marea de satélites masivos , en arxiv.org . Consultado el 19 de febrero de 2007 .
^ Peñarrubia J., McConnachie A. y Babul A., Sobre la formación de discos galácticos extendidos por galaxias enanas interrumpidas por las mareas , en The Astrophysical Journal , vol. 650, no. 1, 2006, págs. L33 - L36, DOI : 10.1086 / 508656 .
^ Fouchard M. et al., Efectos a largo plazo de la marea galáctica en la dinámica cometaria , en Mecánica celeste y astronomía dinámica , vol. 95, 2006, págs. 299–326, DOI : 10.1007 / s10569-006-9027-8 .
^ Higuchi A., Kokubo E. y Mukai, T., Evolución orbital de planetesimales por la marea galáctica , en Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense , vol. 37, 2005, pág. 521.
^ Nurmi P., Valtonen MJ & Zheng JQ, Variación periódica del flujo de la nube de Oort y los impactos de los cometas en la Tierra y Júpiter , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 327, 2001, págs. 1367-1376, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04854.x .