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Protogalaxia

En cosmología física , una protogalaxia , también llamada " galaxia primigenia ", es una nube de gas que se está formando para convertirse en una galaxia . Se cree que la tasa d...

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En cosmología física , una protogalaxia , también llamada " galaxia primigenia ", es una nube de gas que se está formando para convertirse en una galaxia . Se cree que la tasa de formación estelar durante este período de evolución galáctica determinará si una galaxia es espiral o elíptica ; una formación estelar más lenta tiende a producir una galaxia espiral. Los cúmulos de gas más pequeños en una protogalaxia se convierten en estrellas .

El término "protogalaxia" se acepta generalmente para referirse a "progenitores de las galaxias actuales (normales), en las primeras etapas de formación". Sin embargo, la expresión "primeras etapas de formación" no está claramente definida. Podría definirse como: "El primer estallido importante de formación estelar en un progenitor de una galaxia elíptica actual"; "La época de máxima fusión de los halos oscuros de los fragmentos que se ensamblan para producir una galaxia promedio hoy en día"; "Un cuerpo todavía gaseoso antes de que se haya producido cualquier formación estelar"; o "una región hiperdensa de materia oscura en el universo primitivo , destinada a quedar ligada gravitacionalmente y a colapsar". [ 1 ]

Formación

Se cree que el universo primitivo comenzó con una distribución casi uniforme (cada partícula a igual distancia de la siguiente) de materia y materia oscura. La materia oscura comenzó entonces a agruparse bajo la atracción gravitatoria debido al espectro de perturbación de densidad inicial causado por fluctuaciones cuánticas . [ 1 ] Esto se deriva del principio de incertidumbre de Heisenberg , que muestra que puede haber pequeños cambios temporales en la cantidad de energía en el espacio vacío. Los pares partícula/ antipartícula pueden formarse a partir de esta energía a través de la equivalencia masa-energía , y la atracción gravitatoria hace que otras partículas cercanas se muevan hacia ella, perturbando la distribución uniforme y creando un centro de gravedad, atrayendo las partículas cercanas. Cuando esto ocurre al tamaño actual del universo es insignificante, pero el estado de estas pequeñas fluctuaciones cuando el universo comenzó a expandirse desde un solo punto dejó una impresión que se escaló a medida que el universo se expandía, dando como resultado grandes áreas de mayor densidad. La gravedad de estos cúmulos más densos de materia oscura entonces hizo que la materia cercana comenzara a caer en la región más densa. [ 2 ] Según se informa, este tipo de proceso fue observado y analizado por Nilsson et al. en 2006. [ 3 ] [ 4 ] Esto resultó en la formación de nubes de gas, predominantemente hidrógeno , y las primeras estrellas comenzaron a formarse dentro de estas nubes. Estas nubes de gas y estrellas primigenias, muchas veces más pequeñas que nuestra galaxia, fueron las primeras protogalaxias. [ 5 ]

Una ilustración que muestra la colisión de protogalaxias

La teoría establecida postula que los grupos de pequeñas protogalaxias fueron atraídos por la gravedad y colisionaron, dando lugar a la formación de las galaxias "adultas" mucho más grandes que conocemos hoy. [ 5 ] Esto sigue el proceso de ensamblaje jerárquico, un proceso continuo en el que cuerpos más grandes se forman constantemente a partir de la fusión de otros más pequeños. [ 1 ] [ 6 ]

Propiedades

Composición

Dado que no había habido formación estelar previa para crear otros elementos, las protogalaxias habrían estado compuestas casi en su totalidad de hidrógeno y helio. El hidrógeno se uniría para formar moléculas de H₂ , con algunas excepciones. [ 7 ] Esto cambiaría a medida que comenzara la formación estelar y produjera más elementos a través del proceso de fusión nuclear .

Mecánica

Una vez que comienza a formarse una protogalaxia, todas las partículas ligadas por su gravedad comienzan a caer libremente hacia ella. El tiempo que tarda en concluir esta caída libre puede aproximarse mediante las ecuaciones de caída libre . La mayoría de las galaxias han completado esta etapa de caída libre para convertirse en galaxias elípticas o de disco estables, siendo la formación de discos más lenta. La formación de cúmulos de galaxias es mucho más lenta y aún continúa. [ 1 ] En esta etapa, las galaxias también adquieren la mayor parte de su momento angular . Una protogalaxia lo adquiere debido a la influencia gravitacional de cúmulos densos vecinos en el universo primitivo, y cuanto más lejos del centro se encuentra el gas, mayor espín adquiere. [ 8 ]

Luminosidad

La luminosidad de las protogalaxias proviene de dos fuentes. La primera y principal es la radiación de la fusión nuclear de hidrógeno en helio en las estrellas primigenias. Se cree que este estallido inicial de formación estelar hizo que la luminosidad de una protogalaxia fuera comparable a la de una galaxia con brote estelar actual o un cuásar . La otra es la liberación del exceso de energía de enlace gravitacional . [ 1 ] La longitud de onda principal esperada de una protogalaxia es una variedad de UV llamada Lyman-alfa , que es la longitud de onda emitida por el gas hidrógeno cuando se ioniza por la radiación de una estrella. [ 1 ] [ 5 ]

Detección

En teoría, las protogalaxias aún pueden observarse hoy en día, ya que la luz proveniente de los confines más lejanos del universo tarda muchísimo en llegar a la Tierra; en algunos lugares, el tiempo suficiente como para que las veamos en la etapa en que están pobladas por protogalaxias. Durante los últimos 30 años se han realizado numerosos intentos para encontrar protogalaxias con telescopios debido al valor de tal descubrimiento para confirmar cómo se forman las galaxias, pero la enorme distancia que tendría que recorrer cualquier luz para tener la edad suficiente para provenir de una protogalaxia es muy grande. Esto, sumado al hecho de que la longitud de onda Lyman-alfa es fácilmente absorbida por el polvo, llevó a algunos astrónomos a pensar que las protogalaxias podrían ser demasiado débiles para detectarlas. [ 9 ]

En 1996, Yee et al. descubrieron un posible candidato a protogalaxia utilizando la Red Canadiense de Cosmología Observacional (CNOC). El objeto era una galaxia con forma de disco a alto corrimiento al rojo y con una luminosidad muy elevada. [ 10 ] Posteriormente se debatió si la increíble luminosidad se debía al efecto de lente gravitacional de un cúmulo galáctico en primer plano . [ 11 ]

En 2006, K. Nilsson et al. informaron del hallazgo de una "mancha" que emitía radiación ultravioleta Lyman alfa. El análisis concluyó que se trataba de una gigantesca nube de gas de hidrógeno que caía sobre un cúmulo de materia oscura en el universo primitivo, creando una protogalaxia. [ 3 ] [ 4 ]

En 2007, Michael Rauch et al. [ 12 ] estaban utilizando el VLT para buscar una señal de gas intergaláctico, cuando detectaron docenas de objetos discretos que emitían grandes cantidades de radiación UV de tipo Lyman-alfa. Concluyeron que estos 27 objetos eran ejemplos de protogalaxias de hace 11 mil millones de años. [ 5 ]

Véase también

Referencias

  1. 1 2 3 4 5 6 Djorgovski, SG (2001). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Vol.  3 (1.ª  ed.). Dirac House, Temple Back, Bristol: Institute of Physics Publishing, Nature Publishing Group. pp. 2159–2165 . ISBN  978-0-333-75088-9.
  2. ↑ Seagrave, Wyken (2012). Historia del Universo . Penny Press. Archivado del original el 28 de julio de 2014. Recuperado el 18 de julio de 2014 .
  3. 1 2 Nilsson, KK; et al. (junio de 2006). "Una mancha Lyman-α en el campo GOODS Sur: evidencia de acreción fría sobre un halo de materia oscura". Astronomía y Astrofísica . 452 (3): L23– L26. arXiv : astro-ph/0512396 . Bibcode : 2006A & A...452L..23N . doi : 10.1051/0004-6361:200600025 . S2CID 14837456 .  
  4. 1 2 "Revelada una rara mancha: ¿evidencia de que gas de hidrógeno cayó sobre un cúmulo de materia oscura?" . ScienceDaily.com . Consultado el 22 de julio de 2014 .
  5. 1 2 3 4 Johnston, Hamish (28-11-2007). "Las protogalaxias apuntan a materia oscura fría" . Physicsworld.com . Recuperado el 18 de julio de 2014 .
  6. ↑ Freeman, K; Larson, RC; Tinsley, B (1976). Galaxias: Sexto curso avanzado de la Sociedad Suiza de Astronomía y Astrofísica . Sauverny, Suiza: Observatorio de Ginebra . págs. 75–82 . 
  7. ↑ Whalen, Daniel; et al. (16 de agosto de 2013). "La supernova que destruyó una protogalaxia: enriquecimiento químico rápido y crecimiento de un agujero negro supermasivo". The Astrophysical Journal . 774 (1): 64. arXiv : 1305.6966 . Bibcode : 2013ApJ...774...64W . doi : 10.1088/0004-637X/774/1/64 . S2CID 59289675 .  
  8. ↑ Gilmore, Gerard; Wyse, Rosemary FG; Kuijken, Konrad (1989). Fenómenos evolutivos en galaxias (1.ª ed.). Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . pág. 194. ISBN   0-521-37193-7.
  9. ^ Bothun, Gregory D. "Protogalaxias" . Caltech.edu . Consultado el 18 de julio de 2014 .
  10. ↑ Yee, HKC; et al. (mayo de 1996). "Un candidato a protogalaxia en z=2,7 descubierto por su joven población estelar". Astronomical Journal . 111 : 1783. arXiv : astro-ph/9602121 . Bibcode : 1996AJ....111.1783Y . doi : 10.1086/117916 . S2CID 1421568 .  
  11. ↑ Williams, LLR; Lewis, GF (agosto de 1996). "La protogalaxia gigante cB 58: ¿un artefacto de lente gravitacional?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (3): L35– L39. arXiv : astro-ph/9605062 . Bibcode : 1996MNRAS.281L..35W . doi : 10.1093/mnras/281.3.l35 . S2CID 14392384 . 
  12. ↑ Rauch, Michael (julio de 2008). "Una población de emisores de líneas extendidas débiles y las galaxias anfitrionas de sistemas de absorción de cuásares ópticamente gruesos". The Astrophysical Journal . 681 (2): 856– 880. arXiv : 0711.1354 . Bibcode : 2008ApJ...681..856R . doi : 10.1086/525846 . S2CID 16974679 . 
  • Reseña del Universo: Formación y Evolución de la Galaxia