¿Cómo se forman los brazos espirales?

Hay varias teorías sobre cómo se forman, como las ondas de densidad y la formación de estrellas autopropagantes estocásticas (SSPSF).

Pero te interesa cómo empiezan. El debate actual sobre los brazos tiene dos puntos principales: uno sostiene que los brazos van y vienen con el tiempo y una segunda teoría ampliamente sostenida es que el material que forma los brazos (estrellas, gas y polvo) se ve afectado por las diferencias de gravedad y sostiene los brazos por largos periodos.

Hay algunas teorías sobresalientes, incluida la que sugiere en su pregunta:

• No eje simetría inicial en el disco y/o halo (es decir, procesos de formación de galaxias/estrellas)
• Encuentros con galaxias (procesos ambientales)

A la primera idea se encontró un estudio reciente de simulación masiva por computadora : "Usando simulaciones de N-cuerpo de alta resolución, seguimos los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad, y mostramos que las concentraciones de masa con propiedades similares a las de las nubes moleculares gigantes pueden inducir el desarrollo de brazos espirales a través de un proceso denominado amplificación oscilante. Sin embargo, a diferencia de un trabajo anterior, demostramos que la respuesta final del disco puede ser altamente no lineal, modificando significativamente la formación y la longevidad de los patrones resultantes. Contrariamente a las expectativas, las estructuras espirales irregulares pueden sobrevivir, al menos en un sentido estadístico, mucho después de que se haya eliminado la influencia perturbadora original". Y tienen algunas animaciones y ejemplos .

Aquí se muestra una instantánea de ejemplo de la evolución de su modelo complejo.

Para la segunda idea de las influencias externas, aquí hay una simulación de ejemplo que muestra la influencia de una galaxia cercana que causa el desequilibrio que desencadena la formación del brazo. Creo que esto es bastante intuitivo de imaginar y la simulación también demuestra el mecanismo.

Debido a la gran variedad de formas galácticas para las galaxias espirales, podría haber una combinación de estos efectos o procesos adicionales que no se comprenden bien ahora debido a nuestro muy corto tiempo de observación de eventos a escala galáctica.

La respuesta de user6972 es excelente, pero pensé en agregar una nota al pie algo más técnica. Si no comprende las matemáticas, salte hasta el final, donde doy una interpretación física simple.

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 entero$\geq 0$y describe la simetría rotacional del disco (entonces$m=2$para una estructura de barra, por ejemplo)
• $\Omega$es la frecuencia de rotación del disco
• $\kappa$es la frecuencia epicíclica de la perturbación
• $\Sigma$es la densidad superficial del disco (masa por unidad de área)
• $k$es el número de onda de la perturbación
• $v_s$es la velocidad del sonido en el fluido

Esto puede ser un poco intimidante, pero como mostraré en un minuto, tiene una interpretación física simple y agradable.

Sin embargo, primero, un par de palabras sobre los supuestos que intervienen en esa relación de dispersión (la derivación completa está en Galactic Dynamics 2 de Binney & Tremaine).$^\mathrm{nd}$Edición... es bastante complicado, así que no trataré de resumirlo aquí).

• El disco se aproxima como bidimensional (infinitamente delgado).
• Las perturbaciones del disco son pequeñas.
• La aproximación de "bobinado apretado", o la aproximación de "longitud de onda corta" - en términos muy generales, la derivación falla si los brazos espirales no están enrollados con fuerza. En realidad, esto es análogo 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 típicas galaxias de disco resulta que lo son (siempre y cuando no estemos hablando de galaxias en colisión o algo por el estilo, lo que daría lugar a grandes perturbaciones). Además, la idea con este análisis no es obtener un resultado limpio y agradable que muestre la teoría de la formación de brazos en espiral, sino más bien convencernos de que un disco es naturalmente inestable bajo ciertas condiciones y "querrá" formar brazos en espiral (y comprender mejor qué impulsa la inestabilidad), y podemos comprobar más adelante que de hecho se forman con simulaciones como las mencionadas por user6972.

Bien, con una relación de dispersión basada en algunos supuestos 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 de un disco hecho de 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... aunque el resultado es bueno. :

$\mathrm{stable~if~}\dfrac{\sigma_R\kappa}{3.36G\Sigma}>1$

dónde$\sigma_R$es la dispersión de la velocidad radial de las estrellas en el disco; esta es una medida de la distribución de velocidades radiales y se puede pensar en algo como la velocidad del sonido, en cierto sentido lleva información sobre qué tan rápido reaccionan las estrellas para llevar un impulso. Este es un resultado razonablemente famoso llamado "criterio de estabilidad de Toomre".

Bien, ahora la interpretación física simple de los criterios de estabilidad. En primer lugar, debo señalar que$v_s$(velocidad del sonido),$\sigma_R$(dispersión de velocidad) y$\kappa$(frecuencia epicíclica) son todas cantidades similares; describen la capacidad de un sistema para responder a una perturbación. Si toco un lado de una nube de gas, el otro lado solo se entera a través de la presión tan rápido como la velocidad del sonido (o dispersión de velocidad/frecuencia epicíclica) puede transmitir el mensaje.

Ahora imagina que tengo un disco giratorio de gas con buenas propiedades suaves y exprimo un poco un pequeño trozo de gas (o grupo de estrellas). Suceden dos cosas: la pieza de gas comprimida "empujará" hacia afuera ya que aumenté la presión, pero también provoqué un ligero aumento en la densidad, lo que ejercerá un poco de fuerza gravitatoria adicional. 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 cae, pero también lo hace la fuerza gravitatoria. Entonces, la interpretación de los criterios de estabilidad anteriores es que si, cuando aprieto un poco de gas (o estrellas), si el aumento de la presión es suficiente para equilibrar el aumento de la gravedad, el gas se descomprimirá solo; es estable Por otro lado, si la gravedad vence a la presión, el disco se vuelve inestable y colapsa localmente.

Ok, entonces, ¿cómo lleva esto a los brazos en espiral? Bueno, puedes 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 brinde mucha más información; en este punto, en mi opinión, es hora de cambiar a simulaciones y ver que sí, de hecho, parece que se forman espirales debido a esta inestabilidad. .