bulbo galáctico

En astronomía , un bulbo galáctico (o simplemente bulbo ) es un grupo de estrellas muy juntas dentro de una formación estelar mayor . El término se refiere casi exclusivamente al grupo de estrellas que se encuentra cerca del centro de la mayoría de las galaxias espirales . Históricamente, se pensaba que los bulbos eran galaxias elípticas con un disco de estrellas a su alrededor, pero las imágenes de alta resolución obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble han revelado que muchos bulbos se encuentran en el corazón de una galaxia espiral. Actualmente se cree que existen al menos dos tipos de bulbos: bulbos similares a las galaxias elípticas y bulbos similares a las galaxias espirales.

Los bulbos que tienen propiedades similares a las de las galaxias elípticas a menudo se llaman "bulbos clásicos" debido a su similitud con la visión histórica de los bulbos. ^{[ 2 ]} Estos bulbos están compuestos principalmente por estrellas más antiguas, estrellas de Población II , y por lo tanto tienen un tono rojizo (ver evolución estelar ). ^{[ 3 ]} Estas estrellas también están en órbitas que son esencialmente aleatorias en comparación con el plano de la galaxia, lo que le da al bulbo una forma esférica distintiva. ^{[ 3 ]} Debido a la falta de polvo y gases, los bulbos tienden a tener casi ninguna formación estelar. La distribución de la luz se describe mediante un perfil de Sersic , que aumenta drásticamente con un radio menor.

Se cree que los bulbos clásicos son el resultado de colisiones de estructuras más pequeñas. Las fuerzas gravitacionales y los pares de torsión convulsivos perturban las trayectorias orbitales de las estrellas, lo que da lugar a las órbitas aleatorias del bulbo. Si alguna de las galaxias progenitoras era rica en gas, las fuerzas de marea también pueden causar flujos hacia el núcleo de la galaxia recién fusionada. Tras una fusión importante , las nubes de gas tienen más probabilidades de convertirse en estrellas, debido a las ondas de choque (véase formación estelar ). Un estudio ha sugerido que alrededor del 80 % de las galaxias en el campo carecen de un bulbo clásico, lo que indica que nunca han experimentado una fusión importante. ^{[ 4 ]} El número de galaxias sin bulbo en el Universo se ha mantenido prácticamente constante durante al menos los últimos 8 mil millones de años. ^{[ 5 ]} En contraste, alrededor de 2/3 de las galaxias en cúmulos de galaxias densos (como el Cúmulo de Virgo ) sí poseen un bulbo clásico, lo que demuestra el efecto disruptivo de su hacinamiento. ^{[ 4 ]}

Muchos bulbos tienen propiedades más parecidas a las de las regiones centrales de las galaxias espirales que a las de las galaxias elípticas. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} A menudo se les denomina pseudobulbos o bulbos de disco. Estos bulbos tienen estrellas que no orbitan aleatoriamente, sino que lo hacen de forma ordenada en el mismo plano que las estrellas del disco exterior. Esto contrasta enormemente con las galaxias elípticas.

Estudios posteriores (utilizando el Telescopio Espacial Hubble ) muestran que los bulbos de muchas galaxias no están desprovistos de polvo, sino que presentan una estructura variada y compleja. ^{[ 3 ]} Esta estructura a menudo se asemeja a una galaxia espiral , pero es mucho más pequeña. Las galaxias espirales gigantes suelen tener un tamaño de 2 a 100 veces mayor que el de las espirales que existen en los bulbos. Donde existen, estas espirales centrales dominan la luz del bulbo en el que se encuentran. Por lo general, la tasa de formación de nuevas estrellas en los pseudobulbos es similar a la tasa de formación de estrellas en las galaxias de disco. A veces, los bulbos contienen anillos nucleares que forman estrellas a una tasa mucho mayor (por área) que la que se encuentra típicamente en los discos exteriores, como se muestra en NGC 4314 (ver foto).

Propiedades como la estructura espiral y la presencia de estrellas jóvenes sugieren que algunos bulbos no se formaron mediante el mismo proceso que dio origen a las galaxias elípticas y los bulbos clásicos. Sin embargo, las teorías sobre la formación de pseudobulbos son menos concluyentes que las de los bulbos clásicos. Los pseudobulbos podrían ser el resultado de fusiones extremadamente ricas en gas, ocurridas más recientemente que las que formaron los bulbos clásicos (en los últimos 5 mil millones de años). No obstante, la dificultad de que los discos sobrevivan al proceso de fusión genera dudas sobre este escenario.

Muchos astrónomos sugieren que los abultamientos que se asemejan a discos se forman fuera del disco y no son producto de un proceso de fusión. Cuando se dejan en paz, las galaxias de disco pueden reorganizar sus estrellas y gas (como respuesta a inestabilidades). Los productos de este proceso (denominado evolución secular) se observan con frecuencia en dichas galaxias; tanto los discos espirales como las barras galácticas pueden resultar de la evolución secular de los discos galácticos. También se espera que la evolución secular envíe gas y estrellas al centro de la galaxia. Si esto ocurre, aumentará la densidad en el centro de la galaxia y, por lo tanto, se formará un abultamiento con propiedades similares a las de las galaxias de disco.

Si la evolución secular, o la evolución lenta y constante de una galaxia, ^{[ 9 ]} es responsable de la formación de un número significativo de bulbos, entonces muchas galaxias no han experimentado una fusión desde la formación de su disco. Esto significaría que las teorías actuales sobre la formación y evolución de las galaxias sobreestiman enormemente el número de fusiones en los últimos miles de millones de años. ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}

La forma de X del abultamiento de la Vía Láctea.

La prominente forma de X del abultamiento de NGC 1175 , tal como la observa el Hubble.

Las galaxias vistas de canto a veces pueden tener un bulbo cuadrado/cacahuete con forma de X. La naturaleza cuadrada del bulbo de la Vía Láctea fue revelada por el satélite COBE y luego confirmada con el estudio VVV con la ayuda de estrellas del cúmulo rojo . El estudio VVV también encontró dos poblaciones superpuestas de estrellas del cúmulo rojo y una forma de X del bulbo. El satélite WISE confirmó más tarde la forma de X del bulbo. La forma de X constituye el 45% de la masa del bulbo en la Vía Láctea. ^{[ 10 ]} Sin embargo, las variables Mira dentro del bulbo de la Vía Láctea no encajan bien con el modelo de bulbo en forma de X. ^{[ 11 ]} Los bulbos cuadrados/cacahuetes son de hecho la barra de una galaxia vista de canto. ^{[ 12 ]} Otras galaxias vistas de canto también pueden mostrar una barra cuadrada/cacahuete a veces con forma de X.

Se cree que la mayoría de los bulbos y pseudobulbos albergan una masa compacta relativista central, que tradicionalmente se supone que es un agujero negro supermasivo . Por definición, estos agujeros negros no se pueden observar directamente (la luz no puede escapar de ellos), pero varias evidencias sugieren su existencia, tanto en los bulbos de las galaxias espirales como en los centros de las elípticas. Las masas de los agujeros negros se correlacionan estrechamente con las propiedades del bulbo. La relación M-sigma relaciona la masa del agujero negro con la dispersión de velocidad de las estrellas del bulbo, ^{[ 14 ] [ 15 ]} mientras que otras correlaciones involucran la masa estelar total o la luminosidad del bulbo, ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]} la concentración central de estrellas en el bulbo, ^{[ 19 ]} la riqueza del sistema de cúmulos globulares que orbitan en las lejanas afueras de la galaxia, ^{[ 20 ] [ 21 ]} y el ángulo de enrollamiento de los brazos espirales. ^{[ 22 ]} Las estrellas con baja metalicidad por debajo de -1 han mostrado distribución de velocidad, y las estrellas con alta metalicidad por encima de -0,4 rotan como una barra galáctica; todo lo que está entre medias es una mezcla de ambas. ^{[ 23 ]}

Hasta hace poco se creía que no podía existir un agujero negro supermasivo sin un bulbo circundante. Ahora se han observado galaxias que albergan agujeros negros supermasivos sin bulbos asociados. ^{[ 4 ] [ 24 ] [ 25 ]} Esto implica que el entorno del bulbo no es estrictamente esencial para la formación inicial y el crecimiento de agujeros negros masivos.

• Galaxia de disco : tipo de forma galáctica 
• Galaxia espiral : clase de galaxia que posee estructuras espirales que se extienden desde sus núcleos. 
• Sistema de coordenadas galácticas : sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como su centro. 
• Halo galáctico : componente esférico de una galaxia. 
• Corona galáctica : componente caliente, ionizado y gaseoso de un halo galáctico. 
• Formación y evolución de galaxias : un subcampo de la cosmología. 
• Déficit de masa : falta de masa estelar en los centros de las galaxias. 
• Relación M–sigma – Concepto en astronomía