Teoría de las ondas de densidad

La teoría de ondas de densidad o teoría de ondas de densidad de Lin-Shu es una teoría propuesta por CC Lin y Frank Shu a mediados de la década de 1960 para explicar la estructura de brazos espirales de las galaxias espirales . ^{[ 1 ] [ 2 ]} La teoría de Lin-Shu introduce la idea de una estructura espiral cuasiestacionaria de larga duración (hipótesis QSSS). ^{[ 1 ]} En esta hipótesis, el patrón espiral rota con una frecuencia angular particular (velocidad del patrón), mientras que las estrellas en el disco galáctico orbitan a velocidades variables , que dependen de su distancia al centro de la galaxia . La presencia de ondas de densidad espirales en las galaxias tiene implicaciones en la formación estelar , ya que el gas que orbita alrededor de la galaxia puede comprimirse y causar ondas de choque periódicamente. ^{[ 3 ]} Teóricamente, la formación de un patrón espiral global se trata como una inestabilidad del disco estelar causada por la autogravedad , en contraposición a las interacciones de marea . ^{[ 4 ]} La formulación matemática de la teoría también se ha extendido a otros sistemas de discos astrofísicos, ^{[ 5 ]} como los anillos de Saturno .

Originalmente, los astrónomos creían que los brazos de una galaxia espiral eran materiales. Sin embargo, si esto fuera cierto, los brazos se enrollarían cada vez más, ya que la materia más cercana al centro de la galaxia rota más rápido que la materia en el borde de la galaxia. ^{[ 6 ]} Los brazos se volverían indistinguibles del resto de la galaxia después de solo unas pocas órbitas. Esto se conoce como el problema del enrollamiento. ^{[ 7 ]}

Lin y Shu propusieron en 1964 que los brazos no eran de naturaleza material, sino que estaban formados por áreas de mayor densidad, similares a un atasco en una autopista. Los coches se mueven a través del atasco: la densidad de coches aumenta en el centro. Sin embargo, el atasco en sí se mueve más lentamente. ^{[ 1 ]} En la galaxia, las estrellas, el gas, el polvo y otros componentes se mueven a través de las ondas de densidad, se comprimen y luego salen de ellas.

Más específicamente, la teoría de la onda de densidad sostiene que la "atracción gravitacional entre estrellas a diferentes radios" evita el llamado problema del enrollamiento y, de hecho, mantiene el patrón espiral. ^{[ 8 ]}

La velocidad de rotación de los brazos se define como${\displaystyle \Omega _{gp}}$, la velocidad del patrón global. (Por lo tanto, dentro de un cierto marco de referencia no inercial , que está girando a${\displaystyle \Omega _{gp}}$, los brazos espirales parecen estar en reposo). Las estrellas dentro de los brazos no están necesariamente estacionarias, aunque a cierta distancia del centro,${\displaystyle R_{c}}$, el radio de corrotación, las estrellas y las ondas de densidad se mueven juntas. Dentro de ese radio, las estrellas se mueven más rápidamente (${\displaystyle \Omega >\Omega _{gp}}$) que los brazos espirales, y en el exterior, las estrellas se mueven más lentamente (${\displaystyle \Omega <\Omega _{gp}}$). ^{[ 7 ]} Para una espiral de m brazos, una estrella a un radio R del centro se moverá a través de la estructura con una frecuencia${\displaystyle m(\Omega _{gp}-\Omega (R))}$. Por lo tanto, la atracción gravitacional entre las estrellas solo puede mantener la estructura espiral si la frecuencia con la que una estrella pasa a través de los brazos es menor que la frecuencia epicíclica ,${\displaystyle \kappa (R)}$, de la estrella. Esto significa que una estructura espiral de larga duración solo existirá entre la resonancia de Lindblad interna y externa (ILR, OLR, respectivamente), que se definen como los radios tales que:${\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}+\kappa /m}$y${\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}-\kappa /m}$, respectivamente. Más allá de la OLR y dentro de la ILR, la densidad adicional en los brazos espirales tira con más frecuencia que la tasa epicíclica de las estrellas, y por lo tanto las estrellas no pueden reaccionar y moverse de tal manera que "refuerce el aumento de densidad espiral". ^{[ 8 ]}

• Animación 1: Si los brazos espirales fueran concentraciones de masa rígidas, la galaxia tendría que rotar como un todo alrededor de su centro para mantener su estructura espiral. Según la observación de Lindblad y las leyes de la física, esto no es así.
• Animación 2: La rotación diferencial observada por Lindblad disolvería los brazos espirales en un corto período de tiempo si estuvieran compuestos de concentraciones de masa fijas.
• Animación 3: Las órbitas predichas por la teoría de las ondas de densidad permiten la existencia de brazos espirales estables. Las estrellas entran y salen de los brazos espirales a medida que orbitan la galaxia.

La teoría de las ondas de densidad también explica varias otras observaciones realizadas sobre las galaxias espirales. Por ejemplo, "la organización de las nubes de HI y las bandas de polvo en los bordes internos de los brazos espirales, la existencia de estrellas jóvenes y masivas y regiones H II a lo largo de los brazos, y una abundancia de estrellas viejas y rojas en el resto del disco". ^{[ 7 ]}

Cuando las nubes de gas y polvo entran en una onda de densidad y se comprimen, la tasa de formación estelar aumenta a medida que algunas nubes cumplen el criterio de Jeans y colapsan para formar nuevas estrellas. Dado que la formación estelar no ocurre de inmediato, las estrellas se encuentran ligeramente rezagadas con respecto a las ondas de densidad. Las estrellas OB calientes que se crean ionizan el gas del medio interestelar y forman regiones H II. Sin embargo, estas estrellas tienen vidas relativamente cortas y se extinguen antes de abandonar por completo la onda de densidad. Las estrellas más pequeñas y rojas sí abandonan la onda y se distribuyen por todo el disco galáctico.

También se ha descrito que las ondas de densidad presurizan las nubes de gas y, por lo tanto, catalizan la formación de estrellas. ^{[ 6 ]}

A partir de finales de la década de 1970, Peter Goldreich , Frank Shu y otros aplicaron la teoría de ondas de densidad a los anillos de Saturno. ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]} Los anillos de Saturno (en particular el Anillo A ) contienen una gran cantidad de ondas de densidad espirales y ondas de flexión espirales excitadas por resonancias de Lindblad y resonancias verticales (respectivamente) con las lunas de Saturno . La física es en gran medida la misma que con las galaxias, aunque las ondas espirales en los anillos de Saturno están mucho más enrolladas (extendiéndose como máximo unos pocos cientos de kilómetros) debido a la masa central muy grande (el propio Saturno) en comparación con la masa del disco. ^{[ 11 ]} La misión Cassini reveló ondas de densidad muy pequeñas excitadas por las lunas de los anillos Pan y Atlas y por resonancias de alto orden con las lunas más grandes, ^{[ 12 ]} así como ondas cuya forma cambia con el tiempo debido a las órbitas variables de Janus y Epimetheus . ^{[ 13 ]}

• Bertin, Giuseppe. 2000. Dinámica de las galaxias. Cambridge: Cambridge University Press.
• Bertin, G. y CC Lin. 1996. Estructura espiral en galaxias: una teoría de ondas de densidad. Cambridge: MIT Press.
• CC Lin, Yuan, C., y FH Shu, "Sobre la estructura espiral de las galaxias de disco III. Comparación con las observaciones" , Ap.J. 155, 721 (1969). (SCI)
• Yuan, C., "Aplicación de la teoría de ondas de densidad a la estructura espiral del sistema de la Vía Láctea I. Movimiento sistemático del hidrógeno neutro" , Ap.J., 158, 871 (1969). (SCI)

• Britannica.com: Teoría de las ondas de densidad (estructura galáctica)
• Enciclopedia de la Ciencia en Internet: Onda de Densidad
• UOttawa FactGuru: Teoría de la onda de densidad