ESTRUCTURA GALÁCTICA Y DINÁMICA ESTELAR

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ESTRUCTURA GALÁCTICA DINÁMICA ESTELAR Y

Interacciones y Fusiones de Sistemas Estelares

Dr. César A. Caretta – Departamento de Astronomía – Universidad de Guanajuato

Aspectos Históricos

•Cuando se acuño el término “universos-isla” para las galaxias, la suposición implícita era que eses sistemas eran aislados! (obviamente tampoco las ideas de movimiento y evolución eran consideradas en esas épocas).

También los primeros sistemas de clasificación para las galaxias, como el diagrama de diapasón de Hubble, consideraban solamente los objetos sin distorsiones (elípticas, lenticulares y espirales), cuando mucho ponían las galaxias distorsionadas entre los objetos irregulares. Después se acuño el término “galaxias peculiares” (cuando se notaban puentes, colas, cascarones, etc).

• La importancia de eses objetos fue llevada a un plan mas elevado con la descubierta de que hay una relación entre la formación estelar (especialmente en brotes) y la creación o activación de los AGNs, y la presencia de esas interacciones.

•Otro impulso fue dado a esa área con la aceptación de la idea de que la formación de estructuras es jerárquica, especialmente con el avance en las simulaciones cosmológicas de N-cuerpos. Los resultados, tanto observacionales cuanto de simulaciones, indican que las interacciones eran mas comunes en el pasado.

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Caracterización de las interacciones

1.

Etapas

Podemos agrupar las interacciones en 4 etapas según el estado de avance del proceso de interacción:

de paso (flyby): cuando el acercamiento entre los dos sistemas estelares es suficiente para afectarlos pero insuficiente para ligarlos gravitacionalmente;

par(bound pair): cuando los dos sistemas ya están ligados gravitacionalmente (pero no presentan todavía señales de interacción);

interacción de marea (tidal): cuando se observan distorsiones morfológicas;

fusión(merging): cuando ya se encuentran en etapa avanzada de interacción, en vías de tornarse un solo objeto.

Alonso et al. 2007, MNRAS 375, 1017

2.

Tamaño relativo de los sistemas

El tamaño relativo de los sistemas es crucial para determinar la intensidad de la interacción:

interacción mayor (major): cuando los dos sistemas presentan masas (y tamaños) similares; el principal efecto es que, si ya llegaron a la etapa de par, van a establecer un movimiento alrededor del baricentro (entre los dos), posiblemente espiralando para encontrarse en el centro (fusión);

interacción menor (minor): cuando los dos sistemas presentan masas muy distintas; el menor actúa como un satélite del mayor y, en el caso de fusión, llamamos al proceso de “acreción”.

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3.

Magnitud de la interacción

débil: es la única situación que permite aproximaciones tratables analíticamente:

→ aproximación de impulso (encuentro rápido) o choque de marea: aplicable a interacciones de paso (flyby);

→ fricción dinámica: aplicable a interacciones menores;

normalmente provoca decaimiento orbital;

→ evaporación de marea: también aplicable a interacciones menores;

→ aproximación adiabática (encuentro lento);

fuerte: lleva necesariamente a una fusión o acreción; no hay modelos ni aproximaciones teóricas todavía, por lo que los resultados son basados en simulaciones de N-cuerpos.

Whittle 2012,

http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic12/t12_interaction_strength.gif

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4.

Morfología de los sistemas

En una interacción, la morfología original (y final) de los sistemas interactuantes es también importante:

sistemas esféricos: son sistemas dinámicamente “calientes” (la dispersión de velocidades domina sobre la rotación); suelen producir interacciones “secas” (porque normalmente son desproveídos de gas); y suelen ser producidos como resultado final de interacciones mayores.

sistemas discoidales: caracterizados por la presencia de rotación (dinámicamente

“fríos”); hay que considerar el “acoplamiento spin-orbita” (sin son prógrados o retrógrados los encuentros, etc), normalmente son sistemas con mucho gas.

AM 1316-241 NGC4650A

5.

Composición de los sistemas

estrellas: son acolisionales (no hay “choques”) pero hay cambios en su distribución y dinámica (deflexión de orbitas por cambios en los campos gravitatorios);

gas: caracterizado por presentar disipación (son altamente colisionales); los efectos de las interacciones son devastadores: formación estelar, feedback (SNe, AGNs, vientos), compresión y choques, calentamiento y enfriamiento, enriquecimiento químico, etc (“gastrofísica”);

materia oscura: es acolisional y presenta distribución muy extendida (actúa como reservatorio para absorber energía y momento angular).

Entre los pares las E/S0 son mas frecuentes (~ 11% de las galaxias luminosas de esa morfología están en pares) que las espirales (~ 6%).

La situación se cambia cuando consideramos los sistemas en interacción de marea:

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6.

Reliquias

colasde marea

puentes

anillosy anillos polares

cascarones

• distribución extendida o distorsionada de HIy streams

núcleoscinemáticamente distintos

• galaxias D, cD, dumbbell, etc

NGC1275 NGC5907 M51 (Whirlpool)

NGC5216

NGC660

NGC474 UGC10214 (Tadpole)

Magellanic Stream

SMC (61 kpc) LMC (52 kpc)

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Termodinámica de las interacciones

En un encuentro hay transferencia de energía cinética de los sistemas para energía interna, es decir, los sistemas pierden velocidad y sus estrellas la ganan.

Como respuesta, los sistemas se expanden y enfrían (relajación).

E = 0

Ei

Ki

Ee

Ke

Ef

Kf

2 ΔK Ui ΔK

Uf

Durante el encuentro, cada sistema se calienta por ΔK, pero, para relajarse, tendrá que perder 2 ΔK en el enfriamiento. Eses 2 ΔK se

van a la energía interna y producen la expansión (disminución de la energía de ligación).

Aproximaciones tratables analíticamente

Discutiremos ahora las 4 situaciones en que hay aproximaciones analíticas.

Definiciones Propiedades de los sistemas:

Velocidad relativa (o reducida):

Velocidad critica: Existe un límite para la velocidad relativa, llamado vcrit, arriba del cual los sistemas solamente se cruzan (flyby), es decir, no llegan a ligarse gravitacionalmente.

Duración del encuentro (periodo durante el cual las fuerzas gravitacionales mutuas son significantes):

donde b es el parámetro de impacto (la menor distancia que alcanzan los dos sistemas).

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1.

Aproximación de Impulso (o encuentro rápido, “flyby”)

Tratase del caso en el cual la interacción gravitacional actúa por un periodo corto.

Es decir, la duración del encuentro es mucho menor que el tiempo de cruce de las estrellas de cada sistema:

Los efectos del encuentro en la estructura interna de los sistemas estelares involucrados disminuyen con el aumento de la velocidad relativa del encuentro.

Sin embargo, los sistemas “no se separan completamente” después del encuentro (ver Termodinámica de las interacciones).

b

• Las estrellas no van a cambiar significantemente sus radios orbitales respecto a los centros de sus respectivos sistemas (ΔU » 0).

• Por consecuencia, las distribuciones de densidad de los sistemas tampoco van a cambiar (podemos tratar los dos sistemas como “cuerpos rígidos” extensos).

• Sin embargo, sus velocidades, sí, van a cambiar.

La interacción va a producir un Δva en cada estrella (a= 1, 2, …, Nk), de cada sistema perturbado bajo cuestión, por cuenta de la ganancia de energía interna.

Dicha ganancia será:

//

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Lyman Spitzer (1958, ApJ 127, 17) propuso la siguiente expresión para la ganancia en velocidad de cada estrella:

donde MP es la masa del sistema perturbador. Así:

Si asumimos simetría esférica:

donde ár2ñ es el radio cuadrático promedio pesado por la masa y MS es la masa del sistema perturbado. Luego:

Un efecto directo de esa interacción es que el sistema perturbado se queda elongado, con su eje mayor paralelo a b .

Aguilar & White (1985, ApJ 295, 374) mostraron, a partir de simulaciones de N-cuerpos, que la aproximación de Spitzer es valida hasta b³ 5 max(R1, R2).

Ejemplos de aplicación

• Disrupción de cúmulos abiertos por encuentros sucesivos con GMCs:

La ecuación para ΔK muestra que la redistribución de energía para estrellas se da de la siguiente forma: estrellas con va× Δva > 0 ganan energía, mientras estrellas con va× Δva < 0 pierden energía. La energía ganada por ciertas estrella puede ser tan grande que rebasa la velocidad de escape del sistema, “evaporándose”.

Perdiendo estrellas, el sistema pierde masa y energía. Esa perdida de energía (llevada por las estrellas en fuga) puede llegar a ser mayor que la energía ganada en el encuentro. El caso extremo lleva a la disrupción/desintegración del sistema.

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materia oscura estrellas gas

otras galaxias

• Acoso de galaxias miembros de Cúmulos

University of Washington N-body shop Moore et al. 1996, Nature 379, 613 Moore et al. 1998, ApJ 495, 139 Moore et al. 1999, MNRAS 304, 465

2.

Aproximación Adiabática (encuentro lento)

Una vez que el encuentro es lento, el efecto de marea

cambia (aumenta y después disminuye en un flyby), pero lentamente.

Las órbitas de gran parte de las estrellas son afectadas de forma significativa. Sin embargo, algunas órbitas, con torb<< tenc, no son muy afectadas: esas órbitas responden lentamente y reversiblemente a los cambios en el potencial gravitacional , es decir, esas órbitas se modifican lentamente y después regresan a su forma original (Ej: órbita de la Luna a lo largo de un año, al paso que la distancia entre la Tierra y el Sol cambian).

Ese tipo de respuesta es llamado adiabático.

Ese es comúnmente el caso de órbitas cercanas al centro de una galaxia, por ejemplo, que no son muy afectadas por encuentros lentos. Sin embargo, si venc< vcrit, es decir, el encuentro se mueve a un sistema ligado y, posiblemente después a una fusión, la situación cambia completamente.

b

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3.

Aproximación Fricción Dinámica (interacción menor)

Tomamos una partícula ma= m como referencia

Seguimos el desplazamiento que m sufre con el paso de M (es como si m estuviera moviéndose y M parada):

b M

N m

v0

b r

F dv

v0 a

q a m

M

v0+ dv 3ª. Ley de Newton

¬ para pequeños a

Integrando sobre el parámetro de impacto ( 2pb db ) y sobre la tasa de encuentros ( N v0), tenemos (Chandrasekhar 1943, ApJ 97, 255):

v0

b r

F dv

v0

a a q

m

M

v0+ dv

logaritmo de Coulomb

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gravitational focussing

4.

Evaporación de marea (truncamiento o arrastre)

El efecto de marea puede “arrancar” una estrella de un sistema (normalmente de la periferia) cuando esa estrella cruza ciertos limites críticos y pasa a estar mas ligada al otro sistema que esta generando ese efecto de marea.

Colectivamente, ese efecto genera tanto el truncamiento de algunos sistemas estelares (como Cúmulos Globulares) cuanto la producción de estelas o colas de estrellas que son “dejadas” a lo largo del camino (arrastre de marea, o tidal stripping, en inglés).

M13

rc

rt

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Si los dos sistemas estuvieran parados cerca uno del otro, el límite crítico estaría simplemente donde el potencial gravitacional de cada uno (M/R2) se balancean.

Sin embargo, esa situación no es real, y lo más usual es que estén moviéndose alrededor del baricentro. Para simplificar, llamemos el sistema menos masivo de satélite del sistema mas masivo.

El sistema principal y el satélite solamente están “fijos” en un referencial en rotación, en el cual aparecen pseudo-fuerzas como compensación. En ese referencial en rotación, la energía total de una estrella no es conservada. Sin embargo, la Integral de Jacobi:

donde aparece el potencial efectivo:

sí es conservada. Nota que W se refiere al satélite y r tiene su origen en el baricentro (aproximadamente el centro de sistema principal).

Ejemplo de potencial efectivo Los contornos demarcan líneas equipotenciales.

Hay 5 puntos de máximos en Feff, donde un tercer cuerpo permanece estacionario en el referencial de rotación (L1 es el más profundo).

L4 y L5 son estables (p.e. los asteroides troyanos en la órbita de Júpiter) , alrededor de los cuales el tercer cuerpo es puesto en una órbita epicíclica lenta (fuerza de Coriolis), mientras L1, L2 y L3 son inestables.

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donde R es la separación entre los dos cuerpos, es conocido como límite de Jacobi, o límite de Roche, o radio de Hill o, aún, radio de marea.

• formación de anillos planetarios

• transferencia de masa entre binarias cerradas

• SNe-Ia

Simulación: Vía-Láctea y M31

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Situaciones estudiadas por simulaciones

Tratase del caso de interacción fuerte, que lleva a la fusión de los sistemas.

1.

Fusión de sistemas esféricos

2. Fusión de sistemas discos

Flybys

• La combinación del campo de marea y la rotación producen un estiramiento de los sistemas (colas y puentes).

• El efecto es mayor para encuentros prógrados que retrógrados (acoplamiento spin-órbita)

• encuentro prógrado (fuerte efectos)

• encuentro retrógrado (efectos débiles)

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• Si la galaxia es dominada por un bulbo, la consecuencia de un flyby es la formación de brazos espirales intensos.

• Si la galaxia es dominada por un disco, la consecuencia es la formación de una barra.

• La respuesta del gas es:

êsufrir choques y compresiones êformar estrellas

êperder momento angular êmoverse en dirección al centro

(alimentar AGN) M51

NGC 1097

Minor mergers

Sgr dE

NGC 5907

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Majormergers

• Las fusiones son bastante rápidas, especialmente por la presencia de una corona de DM que absorbe momento angular y energía (vía fricción dinámica) y aumenta la sección de choque.

• Los discos (estrellas) son frágiles y normalmente son destruidos en la fusión, generando un objeto final de tipo temprano (perfil r1/4) por relajación violenta.

• el gas es mayormente afectado: gas calentado puede dejar el sistema, mientras gas enfriado se mueve al centro (SB circumnuclear y AGN).

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Figure

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