¿Por qué no todas las galaxias giratorias tienen forma de disco, como esperaba mi joven mente? Entiendo que las partes más internas de una galaxia giran más rápido que las externas, y eso podría explicar por qué algunas galaxias son más espirales que otras en función de su edad. Sin embargo, esto no explica cómo surgieron los brazos. ¿Podría tener algo que ver con una distribución imperfecta de la masa, y por tanto una distribución imperfecta de la gravedad, causando una división en el disco a partir de la cual la gravedad, la fuerza centrípeta y la inercia podrían tomar el control? ¿O sucede algo más temprano en la vida de una galaxia?
Respuestas
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user6972
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Hay varias teorías sobre cómo se forman como Ondas de densidad y formación estelar estocástica autopropagada (SSPSF).
Pero te interesa saber cómo empiezan. El debate actual sobre las armas tiene dos puntos principales: Uno sostiene que los brazos aparecen y desaparecen con el tiempo y una segunda teoría, muy extendida, es que el material que compone los brazos -estrellas, gas y polvo- se ve afectado por las diferencias de gravedad y mantiene los brazos durante largos periodos.
Hay algunas teorías destacadas, incluida la que usted sugiere en su pregunta:
- La no axisimetría inicial en el disco y/o halo (es decir, los procesos de formación de galaxias/estrellas formación estelar)
- Encuentros galácticos (procesos ambientales)
A la primera idea a reciente estudio masivo de simulación por ordenador Según sus conclusiones: "Utilizando simulaciones de alta resolución de cuerpos N, seguimos los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad, y demostramos que las concentraciones de masa con propiedades similares a las de las nubes moleculares gigantes pueden inducir el desarrollo de brazos espirales mediante un proceso denominado amplificación de oscilación. Sin embargo, a diferencia de trabajos anteriores, demostramos que la respuesta final del disco puede ser altamente no lineal, modificando significativamente la formación y longevidad de los patrones resultantes. En contra de lo esperado, las estructuras espirales irregulares pueden así sobrevivir, al menos en un sentido estadístico, mucho después de que se haya eliminado la influencia perturbadora original." Y tienen animaciones y ejemplos .
Aquí se muestra una instantánea de la evolución de su complejo modelo. 
A la segunda idea de las influencias externas, he aquí un ejemplo de simulación mostrando la influencia de una galaxia cercana que causa el desequilibrio que desencadena la formación de brazos. Creo que esto es bastante intuitivo de imaginar y la simulación demuestra también el mecanismo.
Debido a la gran variedad de formas galácticas de las galaxias espirales, podría haber una combinación de estos efectos o procesos adicionales que ahora no se comprenden bien debido al poco tiempo que llevamos observando sucesos a escala galáctica.
La respuesta de user6972 es genial, pero he pensado añadir una nota a pie de página algo más técnica. Si te pierdes en las matemáticas, salta hasta el final, donde doy una interpretación física sencilla.
La relación de dispersión para un disco de fluido de rotación diferencial (es decir, la frecuencia de rotación cambia con el radio, a diferencia de un disco de rotación uniforme) es:
$(\omega-m\Omega)^2 = \kappa^2-2\pi G\Sigma|k| + v_s^2k^2$
- $\omega$ es la frecuencia angular de una onda perturbadora
- $m$ es un número entero $\geq 0$ y describe la simetría rotacional del disco (por lo que $m=2$ para una estructura de barras, por ejemplo)
- $\Omega$ es la frecuencia de rotación del disco
- $\kappa$ es el frecuencia epicicloidal de la perturbación
- $\Sigma$ es la densidad superficial del disco (masa por unidad de superficie)
- $k$ es el número de onda de la perturbación
- $v_s$ es la velocidad del sonido en el fluido
Esto puede intimidar un poco, pero como mostraré en un minuto tiene una interpretación física simple y agradable.
Primero, sin embargo, un par de palabras sobre los supuestos que intervienen en esa relación de dispersión (la derivación completa se encuentra en Dinámica Galáctica 2 de Binney & Tremaine $^\mathrm{nd}$ Edición... es bastante complicado, así que no intentaré resumirlo aquí).
- El disco se aproxima como si fuera bidimensional (infinitamente delgado).
- Las perturbaciones del disco son pequeñas.
- La aproximación de "enrollamiento estrecho" o de "longitud de onda corta": a grandes rasgos, la derivación falla si los brazos espirales no están bien enrollados. En realidad, es análoga a la Aproximación WKB .
- La velocidad del sonido $v_s$ es mucho menor que la velocidad de rotación $\Omega R$ .
Entonces, ¿son razonables estas aproximaciones? Comprobando las galaxias de disco típicas resulta que sí lo son (siempre que no estemos hablando de galaxias que colisionan ni nada parecido, lo que llevaría a grande perturbaciones). Además, la idea de este análisis no es obtener un resultado limpio y bonito que demuestre la teoría de la formación de brazos en espiral, sino más bien convencernos de que un disco es naturalmente inestable en determinadas condiciones y "querrá" formar brazos en espiral (y comprender mejor lo que impulsa la inestabilidad), y más tarde podemos comprobar que efectivamente se forman con simulaciones como las mencionadas por user6972.
De acuerdo, con una relación de dispersión basada en algunas suposiciones razonables, podemos hacer el análisis de estabilidad habitual, que requiere $\omega^2>0$ para la estabilidad. Esto da:
$\mathrm{stable~if~}\dfrac{v_s\kappa}{\pi G\Sigma} > 1$
El análisis para un disco formado por estrellas en lugar de un disco fluido (en realidad, una galaxia es un disco compuesto por una mezcla de estrellas y gas) es muy similar, pero con un par de detalles sangrientos adicionales... no obstante, el resultado es bonito:
$\mathrm{stable~if~}\dfrac{\sigma_R\kappa}{3.36G\Sigma}>1$
donde $\sigma_R$ es la dispersión de la velocidad radial de las estrellas en el disco; es una medida de la distribución de las velocidades radiales y puede considerarse algo así como la velocidad del sonido; en cierto sentido, contiene información sobre la rapidez con la que reaccionan las estrellas al recibir un impulso. Se trata de un resultado bastante famoso llamado "criterio de estabilidad de Toomre".
Bien, pasemos ahora a la simple interpretación física de los criterios de estabilidad. En primer lugar, debo señalar que $v_s$ (velocidad del sonido), $\sigma_R$ (dispersión de la velocidad) y $\kappa$ (frecuencia epicicloidal) son magnitudes similares; describen la capacidad de un sistema para responder a una perturbación. Si pincho un lado de una nube de gas, el otro sólo se enterará por la presión a la velocidad del sonido (o dispersión de la velocidad/frecuencia epicicloidal).
Ahora imagina que tengo un disco giratorio de gas con bonitas propiedades suaves y aprieto un poco un trocito de gas (o grupo de estrellas). Ocurren dos cosas: el trozo de gas estrujado "retrocederá" hacia el exterior, ya que he aumentado la presión, pero también he provocado un ligero aumento de la densidad, que ejercerá un poco más de fuerza gravitatoria. Resulta que la fuerza gravitatoria es proporcional a $G\Sigma$ y la fuerza de presión es proporcional a $v_s\kappa$ (o $\sigma_R\kappa$ ). El mismo argumento se aplica a la inversa si estiro un poco el gas/las estrellas: la presión disminuye, pero también lo hace la fuerza gravitatoria. Así que la interpretación de los criterios de estabilidad anteriores es que si, cuando aprieto un poco un poco el gas (o las estrellas), si el aumento de la presión es suficiente para equilibrar el aumento de la gravedad, el gas se destensará; es estable. En cambio, si la gravedad gana a la presión, el disco es inestable y se colapsa localmente.
Vale, ¿y cómo nos lleva esto a los brazos en espiral? Bueno, se puede demostrar que las espirales son una estructura natural que se forma bajo este tipo de inestabilidad con los parámetros de una galaxia típica (dependiendo de los detalles, una barra también es una posibilidad). Sin embargo, es mucho trabajo y no estoy seguro de que aporte mucha más información. En mi opinión, ha llegado el momento de pasar a las simulaciones y comprobar que, efectivamente, las espirales parecen formarse debido a esta inestabilidad.
