Capitulo 15 - Departamento de Astronomía

11/3/2015
ESTRUCTURA GALÁCTICA
Y
DINÁMICA ESTELAR
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
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:
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).
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NGC5216
6. Reliquias
• colas de marea
NGC660
• puentes
UGC10214 (Tadpole)
• anillos y anillos polares
• cascarones
NGC474
• distribución extendida o distorsionada de HI y streams
• núcleos cinemáticamente distintos
• galaxias D, cD, dumbbell, etc
NGC1275
NGC5907
M51 (Whirlpool)
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
Ee
Ei
Ef
ΔK
Ui
Ki
Uf
Ke
Kf
2 ΔK
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.
b
Sin embargo, los sistemas “no se separan
completamente” después del encuentro
(ver Termodinámica de las interacciones).
• 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 b ³ 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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• Acoso de galaxias miembros de Cúmulos
materia oscura
estrellas
gas
otras galaxias
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.
b
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.
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3. Aproximación Fricción Dinámica (interacción menor)
M
b
Tomamos una partícula ma = m como referencia
Nm
3ª. Ley de Newton
Seguimos el desplazamiento que m sufre con el paso de M (es
como si m estuviera moviéndose y M parada):
m
v0
a
F
r
a
b
q
v0 + d v
M
m
v0
dv
v0
a
F
r
q
a
b
v0
dv
v0 + d v
M
¬ para pequeños a
Integrando sobre el parámetro de impacto ( 2p b db ) y sobre la tasa de encuentros
( N v0 ), tenemos (Chandrasekhar 1943, ApJ 97, 255):
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).
rt
rc
M13
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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.
NGC 1097
• La respuesta del gas es:
ê sufrir choques y compresiones
ê formar estrellas
ê perder momento angular
ê moverse en dirección al centro
(alimentar AGN)
M51
Minor mergers
Sgr dE
NGC 5907
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Major mergers
• 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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