Teorías que explican la formación de espirales y el papel de las barras en la redistribución del gas y las estrellas
En las galaxias a menudo vemos impresionantes brazos espirales o barras centrales, características dinámicas que fascinan tanto a astrónomos profesionales como aficionados. En las galaxias espirales, los brazos marcan regiones brillantes de formación estelar que giran alrededor del centro, mientras que en las galaxias espirales barradas hay una concentración alargada de estrellas que atraviesa el núcleo. No son solo adornos estáticos: estas estructuras reflejan la gravedad en acción, los flujos de gas y los procesos de formación estelar en el disco. En este artículo examinaremos cómo se forman y mantienen los patrones espirales, la importancia de las barras y cómo ambos factores influyen en la distribución del gas, las estrellas y el momento angular en la evolución cósmica a largo plazo.
1. Brazos espirales: visión general
1.1 Propiedades observadas
Las galaxias espirales suelen tener una forma de disco con brazos brillantes que se extienden desde el núcleo central. Los brazos a menudo parecen azulados o brillantes en imágenes ópticas, indicando una activa formación estelar. Según las observaciones, distinguimos:
- Espirales de "gran diseño": Pocos brazos brillantes y continuos que se extienden claramente alrededor de todo el disco (por ejemplo, M51, NGC 5194).
- Espirales "floculentas": Muchos fragmentos espirales dispersos sin un patrón global claro (por ejemplo, NGC 2841).
Los brazos contienen muchas regiones H II, cúmulos de estrellas jóvenes y nubes moleculares, por lo que desempeñan un papel crucial en "mantener" una nueva población estelar.
1.2 El problema del "enrollamiento" de los brazos
Una dificultad evidente es que, debido a la diferente velocidad de rotación del disco, cualquier patrón fijo debería enrollarse bastante rápido y así "estirarse" en unos pocos cientos de millones de años. Sin embargo, las observaciones muestran que los brazos espirales permanecen mucho más tiempo, por lo que no se pueden considerar "manos materiales" que giran con las estrellas. Más bien, son ondas de densidad o ciertos patrones que se mueven a una velocidad diferente a la de las estrellas y el gas [1].
2. Teorías sobre la formación de patrones espirales
2.1 Teoría de ondas de densidad
Teoría de ondas de densidad, propuesta en la década de 1970 por C. C. Lin y F. H. Shu, sostiene que los brazos espirales son ondas cuasiestacionarias en el disco de la galaxia. Los puntos clave son:
- Patrones de ondas: Las espirales son regiones de mayor densidad (como “atascos en la autopista”), que se mueven más lentamente que la velocidad orbital de las estrellas.
- Estimulación de la formación estelar: Cuando el gas entra en una zona más densa, se comprime y forma estrellas. Estos jóvenes y brillantes cúmulos estelares resaltan la espiral.
- Longevidad: La estabilidad del patrón está determinada por la solución de inestabilidades gravitacionales ondulatorias en el disco rotatorio [2].
2.2 Amplificación “Swing” (Swing Amplification)
“Swing Amplification” – otro mecanismo frecuentemente mencionado en simulaciones numéricas. Cuando en un disco rotatorio se forma un exceso de densidad en forma de barra, la gravedad bajo ciertas condiciones (relacionadas con el parámetro Toomre Q, el gradiente del disco y el grosor) puede amplificarlo. Así se forman estructuras espirales que a veces mantienen un carácter “grand-design” o se fragmentan en múltiples segmentos de espiral [3].
2.3 Espirales de origen tidal
En algunos casos de galaxias, interacciones de marea o pequeñas fusiones pueden crear rasgos espirales prominentes. Como una vecina pasajera que perturba el disco, manteniendo las espirales. En sistemas como M51 (la Galaxia Remolino) las espirales muy marcadas parecen estimuladas por la atracción de una galaxia satélite [4].
2.4 “Flocculent” vs. “Grand-Design”
- Espirales “Grand-design” a menudo se explican con soluciones de ondas de densidad, que pueden ser reforzadas por interacciones o barras que generan patrones globales.
- Espirales “Flocculent” pueden surgir de inestabilidades locales y ondas breves que se forman y disipan constantemente. Las ondulaciones superpuestas dan una apariencia más desordenada al disco.
3. Barras en galaxias espirales
3.1 Propiedades observadas
Barra – es un aglomerado alargado u ovalado de estrellas que atraviesa el centro de la galaxia y conecta los lados del disco. Aproximadamente dos tercios de las galaxias espirales tienen barras (por ejemplo, galaxias SB en la clasificación de Hubble, incluyendo nuestra Vía Láctea). Las barras se caracterizan por:
- Protrusión desde el abultamiento (bulge) hacia el disco.
- Rotación aproximadamente como una onda de cuerpo rígido.
- Zonas anulares o nucleares, donde las barras concentran el gas que provoca intensa formación estelar o actividad nuclear [5].
3.2 Formación y estabilidad
Inestabilidades dinámicas en un disco giratorio pueden generar una barra por sí mismas, si el disco es suficientemente autogravitante. Factores importantes:
- Redistribución del momento angular (KM): La barra puede ayudar a intercambiar KM entre diferentes partes del disco (y halos).
- Interacción con halos de materia oscura: El halo puede absorber o transmitir KM, actuando sobre el crecimiento o la disipación del barra.
Una vez formadas, las barras suelen durar miles de millones de años, aunque interacciones fuertes o efectos resonantes pueden modificar su fuerza.
3.3 Flujo de gas inducido por la barra
El efecto esencial de la barra es — transportar gas hacia el centro:
- Frentes de choque en las bandas de polvo de la barra: Las nubes de gas experimentan torques gravitacionales, pierden momento angular y migran hacia el núcleo galáctico.
- Formación estelar intensa: El gas acumulado puede formar estructuras resonantes anulares o configuraciones discoidales alrededor del bulbo, provocando explosiones de formación estelar nuclear o un núcleo activo (AGN).
Así, la barra regula eficazmente el crecimiento del bulbo y del agujero negro central, conectando la dinámica del disco con la actividad nuclear [6].
4. Ondas espirales y barras: procesos conectados
4.1 Resonancias y velocidades de patrón
En muchas partes de la galaxia, la barra y las espirales coexisten. La velocidad de patrón de la barra (cuando la barra gira como una onda) puede resonar con las frecuencias orbitales del disco, posiblemente "anclando" o sincronizando las espirales que comienzan en los extremos de la barra:
- Teoría del "manifold": Algunas simulaciones muestran que las espirales en galaxias barradas pueden formarse como manifoldes que se extienden desde los "extremos" de la barra, creando una estructura de "gran diseño" asociada con la rotación de la barra [7].
- Resonancias internas y externas: Las resonancias en los bordes de la barra pueden formar anillos o zonas de transición donde los flujos de la barra se encuentran con las regiones de ondas espirales.
4.2 Fuerza de la barra y mantenimiento de las espirales
Una barra fuerte puede intensificar los patrones espirales o, en algunos casos, redistribuir el gas tan eficazmente que la galaxia cambia su tipo morfológico (por ejemplo, de una espiral tardía a una temprana con un gran bulbo). En algunas galaxias, las interacciones barra-espiral ocurren cíclicamente: las barras pueden debilitarse o fortalecerse en escalas de tiempo cósmicas, cambiando el brillo de las espirales.
5. Datos observacionales y ejemplos concretos
5.1 La barra y las espirales de la Vía Láctea
Nuestra Vía Láctea es una espiral barrada, cuya barra central se extiende varios kiloparsecs, y varias espirales se identifican según la distribución de nubes moleculares, regiones H II y estrellas OB. Los mapas infrarrojos confirman la barra, detrás de la cual hay capas de polvo, y las observaciones de radio/CO muestran flujos masivos de gas moviéndose a lo largo de las bandas de polvo de la barra. Modelos detallados apoyan la idea de que la barra continuamente impulsa el flujo de materia hacia la región nuclear.
5.2 Barras prominentes en otras galaxias
Galaxias como NGC 1300 o NGC 1365 tienen barras prominentes que se transforman en espirales claras. Las observaciones muestran bandas de polvo, anillos de formación estelar y movimiento de gases moleculares, confirmando que la barra transfiere significativamente el momento angular. En algunas galaxias barradas, la posición del "extremo" de la barra se fusiona suavemente con el patrón de las espirales, mostrando una unión resonante.
5.3 Espirales de marea e interacciones
En sistemas como M51 Se observa que la pequeña satélite puede mantener y fortalecer dos espirales prominentes. Las diferencias de rotación y la atracción gravitacional periódica crean una de las imágenes "grand-design" más bellas en el cielo. Al estudiar estas espirales "forzadas por marea", se confirma que las perturbaciones externas pueden fortalecer o "fijar" los patrones espirales [8].
6. Evolución de galaxias y procesos de cambio secular
6.1 Evolución secular a través de barras
Con el tiempo, las barras pueden conducir a una evolución secular (gradual): el gas se acumula en el núcleo central o en la región del pseudobulto, la formación estelar reorganiza el núcleo galáctico y la fuerza de la barra puede cambiar. Este cambio morfológico "lento" difiere de las transformaciones abruptas por grandes fusiones y muestra cómo la dinámica interna del disco puede modificar gradualmente una galaxia espiral desde dentro [9].
6.2 Regulación de la formación estelar
Las espirales, ya sean basadas en ondas de densidad o inestabilidades locales, son las "fábricas" de nuevas estrellas. El gas, al cruzar la espiral, sufre compresión que inicia la formación estelar. La barra acelera aún más esto, transportando gas adicional hacia el centro. Durante miles de millones de años, estos procesos engrosan el disco estelar, enriquecen el medio interestelar y alimentan el agujero negro central.
6.3 Conexiones con el crecimiento del bulbo y AGN
Los flujos controlados por la barra pueden concentrar mucho gas cerca del núcleo, a veces desencadenando episodios de AGN si el gas cae en el agujero negro supermasivo. Los períodos repetidos de formación o desaparición de la barra pueden generar características de protuberancia, creando un pseudobulto (con cinemática de disco), a diferencia de los núcleos clásicos formados por fusiones.
7. Observaciones y simulaciones futuras
7.1 Imágenes de alta resolución
Los futuros telescopios (p. ej., los extremadamente grandes terrestres, el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman) proporcionarán datos más detallados en el infrarrojo cercano sobre espirales transversales, permitiendo estudiar anillos de formación estelar, bandas de polvo y flujos de gas. Esta información ayudará a mejorar los modelos de la influencia de la barra en la evolución en un rango más amplio de corrimiento al rojo.
7.2 Espectroscopía de campo integral (IFU)
Los proyectos IFU (p. ej., MANGA, SAMI) capturan campos de velocidad y abundancias químicas en todo el disco galáctico, proporcionando mapas cinemáticos bidimensionales de barras y espirales. Estos datos aclaran los flujos, resonancias e impulsos de formación estelar, destacando la sinergia entre la barra y las ondas espirales que alimentan el disco.
7.3 Simulaciones avanzadas de discos
Las simulaciones hidrodinámicas más recientes (p. ej., los submodelos FIRE, IllustrisTNG) buscan crear de manera realista la formación de barras y espirales, incluyendo la retroalimentación de la formación estelar y los agujeros negros. Al comparar estas simulaciones con datos observacionales de galaxias espirales, se predicen con mayor precisión los escenarios de evolución secular, la vida útil de la barra y los cambios morfológicos [10].
8. Conclusión
Espirales y transversales – estructuras dinámicas estrechamente relacionadas con la evolución de galaxias de disco, que encarnan patrones de ondas gravitacionales, resonancias y flujos de gas que regulan la formación estelar y la forma galáctica. Ya sean ondas de densidad a largo plazo, amplificación por "swing" o interacciones de marea, las espirales distribuyen la formación estelar a lo largo de formas arqueadas elegantes, mientras que las transversales actúan como potentes “motores de momento angular”, succionando gas hacia el centro para alimentar el núcleo y hacer crecer el bulto.
Juntas, estas características muestran que las galaxias no son estáticas: se mueven constantemente tanto interna como externamente a lo largo de la historia cósmica. Al investigar más a fondo las resonancias de barras, las ondas de densidad espiral y las poblaciones estelares variables, comprendemos mejor cómo galaxias como nuestra Vía Láctea han evolucionado hasta las estructuras espirales bien conocidas pero eternamente cambiantes.
Enlaces y lectura adicional
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1964). “Sobre la estructura espiral de galaxias de disco.” The Astrophysical Journal, 140, 646–655.
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1966). “Una teoría de la estructura espiral en galaxias.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 55, 229–234.
- Toomre, A. (1981). “¿Qué amplifica los espirales?” Structure and Evolution of Normal Galaxies, Cambridge University Press, 111–136.
- Tully, R. B. (1974). “La cinemática y dinámica de M51.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 27, 449–457.
- Athanassoula, E. (1992). “Formación y evolución de barras en galaxias.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 345–364.
- Sanders, R. H., & Tubbs, A. D. (1980). “Infall impulsado por barras de gas interestelar en galaxias espirales.” The Astrophysical Journal, 235, 803–816.
- Romero-Gómez, M., et al. (2006). “El origen de los brazos espirales en galaxias barradas.” Astronomy & Astrophysics, 453, 39–46.
- Dobbs, C. L., et al. (2010). “Galaxias espirales: Flujo de gas formador de estrellas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 625–645.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Evolución secular y la formación de pseudobulbos en galaxias de disco.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Garmella, M., et al. (2022). “Simulaciones de la formación y evolución de barras en discos FIRE.” The Astrophysical Journal, 924, 120.