Cómo los procesos internos y las interacciones externas determinan la evolución a largo plazo de una galaxia
Las galaxias no son estáticas durante miles de millones de años; cambian bajo la influencia de procesos internos (seculares) y interacciones externas (debidas a fusiones). La morfología galáctica, la tasa de formación estelar y el crecimiento del agujero negro central pueden verse fuertemente afectados tanto por cambios internos lentos y estables en el disco como por colisiones repentinas y a veces catastróficas con galaxias vecinas. En este artículo discutiremos cómo las galaxias pueden seguir diferentes “caminos evolutivos” – secular y inducido por fusiones – y cómo cada uno afecta la estructura final y las poblaciones estelares.
1. Dos modos contrastantes de evolución
1.1 Evolución secular
Evolución secular significa procesos internos lentos mediante los cuales se redistribuyen el gas, las estrellas y el momento angular de la galaxia. Estos procesos suelen ocurrir en escalas de cientos de millones o miles de millones de años, sin depender de grandes perturbaciones externas:
- Formación y disolución de barras – las barras pueden canalizar gas hacia el centro, alimentar brotes de formación estelar en el núcleo y modificar la acumulación con el tiempo.
- Ondas de densidad espirales – se mueven lentamente por el disco, estimulando la formación estelar en las espirales, aumentando gradualmente las poblaciones estelares.
- Migración estelar – las estrellas pueden moverse radialmente en el disco debido a resonancias, cambiando los gradientes locales de metalicidad y las mezclas estelares [1].
1.2 Ruta evolutiva impulsada por fusiones
Procesos evolutivos impulsados por fusiones ocurren cuando dos o más galaxias colisionan o interactúan fuertemente, causando cambios mucho más rápidos y radicales:
- Grandes fusiones – galaxias espirales de masa similar pueden fusionarse en una elíptica, destruyendo la estructura del disco y causando brotes de formación estelar.
- Pequeñas fusiones – un satélite menor se fusiona con un anfitrión grande, posiblemente engrosando el disco, aumentando el cúmulo o estimulando una formación estelar de nivel medio.
- Interacciones de marea – incluso si no ocurre una fusión completa, un acercamiento gravitacional cercano puede distorsionar el disco, formar una barra o un anillo y aumentar temporalmente la tasa de formación estelar [2].
2. Evolución secular: reorganización interna lenta
2.1 Flujo de gas inducido por barras
La barra central de galaxias espirales puede cambiar el momento angular y dirigir el gas desde el disco externo hacia los kilopársecs centrales:
- Acumulación de gas – este gas puede concentrarse en estructuras de anillos o alrededor del núcleo, estimulando la formación estelar y aumentando la región central.
- Ciclos de vida de las barras – las barras pueden fortalecerse o debilitarse con el tiempo, determinando cómo circula el gas en el disco y cómo se alimentan los agujeros negros supermasivos centrales [3].
2.2 Pseudocúmulos y cúmulos clásicos
Por evolución secular a menudo se forman pseudocúmulos, que mantienen características del disco (forma más plana, poblaciones de estrellas más jóvenes), a diferencia de los cúmulos clásicos formados por fusiones. Las observaciones muestran:
- Los pseudocúmulos a menudo tienen formación estelar activa, estructuras de anillos nucleares o barras, mostrando una evolución interna lenta.
- Los cúmulos clásicos se forman rápidamente, mediante eventos violentos (por ejemplo, grandes fusiones), con poblaciones dominantes de estrellas viejas [4].
2.3 Ondas espirales y «calentamiento» del disco
La teoría de ondas de densidad sostiene que las estructuras en espiral pueden mantenerse como ondas que continuamente estimulan la formación estelar en el disco. Otros mecanismos, como la migración de brazos o la «amplificación por balanceo», mantienen o refuerzan estas ondas, cambiando lentamente la estructura del disco. Con el tiempo, las órbitas estelares pueden «calentarse» (aumentar la dispersión de velocidades), engrosando un poco el disco, pero sin destruirlo completamente.
3. Evolución determinada por fusiones: interacciones externas y transformaciones
3.1 Grandes fusiones: de espirales a elípticas
Uno de los eventos más fuertes en la evolución de galaxias es la gran fusión entre galaxias de masa similar:
- Relajación violenta – las órbitas estelares se vuelven aleatorias debido al potencial gravitacional rápidamente cambiante, a menudo destruyendo la estructura del disco.
- Brotos de formación estelar – el gas fluye hacia el centro, provocando eventos intensos de formación estelar.
- Activación de AGN – los agujeros negros centrales pueden acrecentar gas rápidamente, transformando temporalmente el remanente en un cuásar o núcleo activo.
- Remanente elíptico – el producto final suele ser un sistema esferoidal con estrellas más viejas y poca cantidad de gas frío [5].
3.2 Fusiones menores y acreción de satélites
Cuando la relación de masas es más desigual, la galaxia menor suele perderse por fuerzas de marea o desintegrarse parcialmente antes de fusionarse completamente con la anfitriona mayor:
- Engrosamiento del disco – fusiones menores repetidas pueden "verter" estrellas en el halo anfitrión o engrosar su disco, posiblemente formando un sistema lenticular (S0) si se eliminan los gases.
- Crecimiento gradual de masa – con el tiempo, numerosas fusiones menores pueden contribuir significativamente a la masa del cúmulo o halo, aunque ninguna fusión individual sea catastrófica.
3.3 Interacciones de marea y brotes de formación estelar
Incluso sin una fusión final, un acercamiento cercano puede:
- Distorsionar el disco en formas extrañas, estirando colas de marea o conectando galaxias con puentes.
- Intensificar la formación estelar comprimiendo el gas en las zonas de "superposición" de la interacción mutua.
- Formar galaxias anulares o fuertemente barradas, si la geometría del encuentro es adecuada (por ejemplo, cruzando el centro del disco).
4. Ambos regímenes en observaciones
4.1 Galaxias espirales barradas y cúmulos seculares
Los estudios muestran que más de la mitad de las espirales cercanas tienen barras, a menudo con estructuras anulares y "pseudo-cúmulos" de formación estelar en el núcleo. La espectroscopía de campo integral revela un flujo lento de gas a través de las barras de polvo y una abundancia de estrellas jóvenes en el núcleo, características típicas de procesos seculares [6].
4.2 Sistemas en fusión: desde brotes de formación estelar hasta elípticas
Ejemplos como "Galaxias Antena" (NGC 4038/4039) muestran una gran fusión en curso con colas de marea, una amplia ola de formación estelar y cúmulos brillantes. Otros, como Arp 220, exhiben formación estelar rica en polvo y posible alimentación de AGN. Mientras tanto, NGC 7252 ("Atoms for Peace") muestra cómo el remanente de la fusión se acerca a una fase elíptica más tranquila [7].
4.3 Estudios de galaxias y características cinemáticas
Grandes estudios (por ejemplo, SDSS, GAMA) identifican numerosas galaxias con signos morfológicos o espectrales de fusión (isofotas externas distorsionadas, núcleos dobles, corrientes de marea) o solo en estados seculares (barras brillantes, discos estables). Los estudios cinemáticos (MANGA, SAMI) destacan cómo difiere la rotación en discos con barras y en cúmulos clásicos formados tras fusiones previas.
5. Caminos evolutivos híbridos
5.1 Fusiones ricas en gas seguidas de evolución secular
Una galaxia puede experimentar una fusión grande o pequeña y así "cultivar" un núcleo masivo (o estructura elíptica). Si queda gas o este fluye después, el sistema puede volver a formar un disco o continuar con formación estelar parcial. Con el tiempo, los procesos seculares pueden transformar el núcleo formado en uno "discoidal" o restaurar una barra en el remanente de la fusión.
5.2 Galaxias que evolucionan secularmente durante mucho tiempo y finalmente se fusionan
Las galaxias espirales pueden evolucionar secularmente durante miles de millones de años – formando pseudocúmulos, barras o anillos – hasta que finalmente colisionan con una galaxia de masa similar. Este impulso externo puede incorporarlas abruptamente al camino de fusiones, resultando en un remanente elíptico o lenticular.
5.3 "Ciclado" ambiental
Una galaxia puede pasar de un entorno de baja densidad, caracterizado por cambios internos y seculares, a condiciones de grupo o cúmulo, donde las interacciones cercanas frecuentes o el efecto del medio caliente dominan. Mientras tanto, los remanentes post-fusión pueden "enfriarse" aislados con el tiempo, si aún queda gas o una barra débil que sigue proporcionando evolución secular lenta.
6. Importancia para la morfología galáctica y la formación estelar
6.1 Tipo temprano vs. tipo tardío
Las fusiones tienden a suprimir la formación estelar (especialmente las mayores, que eliminan o calientan la mayor parte del gas) y a crear poblaciones estelares más viejas – formando así morfologías elípticas o S0, clasificadas como de tipo temprano. Mientras tanto, las galaxias que evolucionan solo secularmente pueden mantener gas y permanecer de tipo tardío (espirales, irregulares), donde la formación estelar continúa [8].
6.2 Actividad AGN y retroalimentación
- Canal secular – las barras transportan gradualmente gas hacia el agujero negro central, manteniendo una actividad AGN moderada.
- Canal de fusiones – aflujos repentinos de gas por grandes colisiones pueden elevar brevemente el brillo del AGN hasta niveles de cuásar, seguido a menudo por un viento expulsor y la supresión de la formación estelar.
Ambos caminos determinan las reservas de gas de la galaxia y la futura evolución de la formación estelar.
6.3 Crecimiento del cúmulo y preservación del disco
La evolución secular puede crear pseudocúmulos o preservar discos extendidos de formación estelar, mientras que las fusiones principales forman cúmulos clásicos o remanentes elípticos. Las fusiones menores ocupan una posición intermedia, pudiendo engrosar discos o desarrollar moderadamente un núcleo, pero sin destruir completamente el disco.
7. Contexto cosmológico
7.1 Mayor frecuencia de fusiones en el pasado
Las observaciones muestran que alrededor de z ∼ 1–3 la frecuencia de fusiones era mayor – coincidiendo con el máximo cósmico de actividad de formación estelar. Las grandes fusiones ricas en gas probablemente contribuyeron significativamente a la formación de galaxias elípticas masivas en el Universo temprano. Muchas galaxias que luego desarrollaron discos estables probablemente pasaron por una etapa temprana de ensamblaje violento [9].
7.2 Diversidad de galaxias
La población local de galaxias es una mezcla de ambas vías: algunas grandes elípticas se formaron por fusiones, parte de las espirales evolucionaron de forma continua y permanecieron ricas en gas, y otras reflejan huellas de ambos procesos. Estudios morfológicos y cinemáticos detallados revelan que ningún canal por sí solo explica toda la diversidad – ambos modos evolutivos juegan un papel crucial.
7.3 Predicciones de los modelos
Las simulaciones cosmológicas (por ejemplo, IllustrisTNG, EAGLE) integran tanto grandes fusiones como transformaciones seculares, reproduciendo todo el espectro de galaxias que corresponden a las clases de Hubble. Muestran que la formación temprana de galaxias masivas suele estar asociada a fusiones, pero las galaxias de disco pueden formarse gradualmente acrecionando gas y redistribuyéndolo secularmente, coincidiendo así con los cambios morfológicos observados en el tiempo cósmico [10].
8. Perspectivas futuras
8.1 Observaciones de nueva generación
Proyectos como el Nancy Grace Roman Space Telescope y los enormes telescopios terrestres permitirán observar galaxias en épocas anteriores con mayor profundidad y resolución, precisando cómo las galaxias transitan de fases "determinadas por fusiones" a fases de "evolución secular" o combinan ambas vías. Los datos multibanda (radio, milimétrico, IR) permitirán estudiar por separado los flujos de gas que sustentan cada vía.
8.2 Modelos digitales de alta resolución
A medida que aumenta la capacidad computacional, las simulaciones representarán con mayor precisión las escalas más pequeñas del disco, las barras y la acreción del agujero negro, permitiendo analizar la interacción entre inestabilidades seculares del disco y fusiones episódicas. Estos modelos permitirán comprobar cómo las sutiles manifestaciones de inestabilidades en las barras se comparan con colisiones abruptas que determinan las morfologías finales.
8.3 Relación entre galaxias con barras y pseudohalos
Estudios a gran escala (por ejemplo, espectroscopía integral de campo) medirán sistemáticamente la cinemática del disco, la fuerza de las barras y las propiedades del halo. Al relacionar estos datos con el entorno galáctico y la masa del halo, se podrá determinar con qué frecuencia las barras pueden imitar o superar pequeñas fusiones, participando en la formación del halo, afinando así nuestro esquema evolutivo.
9. Conclusión
Las galaxias siguen dos amplias pero entrelazadas vías evolutivas:
- Evolución secular: mecanismos internos y lentos — aflujo de gas controlado por barras, formación estelar en ondas de densidad espirales y migración estelar — que modifican el disco y eventualmente el núcleo durante miles de millones de años.
- Evolución impulsada por fusiones: procesos rápidos y externos (fusiones grandes o pequeñas) que pueden cambiar radicalmente la morfología, apagar la formación estelar y crear galaxias elípticas o discos engrosados.
Las galaxias reales a menudo experimentan caminos híbridos: las etapas de reestructuración secular se interrumpen por colisiones o fusiones menores. Esta interacción sutil da lugar a una enorme diversidad morfológica, desde discos puros con barras y pseudobultos hasta majestuosas elípticas derivadas de colisiones principales. Al estudiar tanto los procesos internos lentos en discos estables como las reestructuraciones rápidas inducidas por influencias externas, los astrónomos construyen un panorama de la evolución galáctica a lo largo del tiempo cósmico.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Evolución secular y formación de pseudobultos en galaxias de disco.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Dinámica de galaxias en interacción.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Athanassoula, E. (2012). “Galaxias barradas y evolución secular.” IAU Symposium, 277, 141–150.
- Fisher, D. B., & Drory, N. (2008). “Bultos en galaxias cercanas con Spitzer: relaciones de escala y pseudobultos.” The Astronomical Journal, 136, 773–839.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). “Un modelo unificado impulsado por fusiones del origen de estallidos estelares, cuásares, el fondo cósmico de rayos X, agujeros negros supermasivos y esferoides galácticos.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Cheung, E., et al. (2013). “Barras en galaxias de disco hasta z = 1 desde CANDELS: ¿Detienen las barras la evolución secular?” The Astrophysical Journal, 779, 162.
- Hibbard, J. E., & van Gorkom, J. H. (1996). “HI, HII y formación estelar en las colas de marea de NGC 4038/9.” The Astronomical Journal, 111, 655–665.
- Strateva, I., et al. (2001). “Separación de color de galaxias en secuencias rojas y azules: SDSS.” The Astronomical Journal, 122, 1861–1874.
- Lotz, J. M., et al. (2011). “Fusiones mayores de galaxias en z < 1.5 en los campos COSMOS, GOODS-S y AEGIS.” The Astrophysical Journal, 742, 103.
- Nelson, D., et al. (2018). “Primeros resultados de las simulaciones IllustrisTNG: La bimodalidad del color de las galaxias.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 475, 624–647.