The last monolith: Las espirales barradas y la materia oscura

La dinámica de galaxias espirales y espirales barradas es extremadamente compleja y necesita de gran sofisticación matemática recurriendo a teoría de N-cuerpos, perturbaciones y dinámica de fluidos. No obstante existen algunos resultados y criterios que son relativamente sencillos e ilustran intuitivamente ciertas situaciones. La teoría sobre la formación de barras, y en general sobre la estabilidad de discos galácticos, fue especialmente desarrollada en los años ochenta por Toomre. Antes de ello existían ciertos resultados generales de simulaciones numéricas, como el trabajo de Ostriker y Peebles, que no obstante ha resultado mantener cierta validez después.

Consideremos el movimiento de las estrellas dentro de una galaxia. Como vimos en la entrada sobre el movimiento del sistema solar el movimiento puede descomponerse en una órbita circular más una perturbación de esta órbita. En el caso del sol, recordemos, el movimiento de rotación alrededor del centro galáctico viene dado por el LSR, Local Standard of Rest, que se mueve a unos 220 km/s alrededor del centro. El movimiento peculiar respecto del LSR es de unos 20 km/s debido a varios factores diferentes, desde el hecho que la órbita no es realmente circular, hasta la existencia de fuerzas locales que actúan sobre el sol. Todo en uno, nos permite esto dividir la energía cinética de una estrella en dos, una parte debida a la órbita circular alrededor del centro de la galaxia, y otra parte relativa a la energía cinética debido al movimiento peculiar.

Al primer componente, debido a la rotación circular, lo denominaremos T. A la energía cinética debida a la velocidad peculiar la denominaremos P. Un parámetro para cuantificar el movimiento peculiar es t = 2 P / T. A menor valor de t, mayor la parte de energía cinética en movimiento rotatorio. Para galaxias espirales, los estudios de Jeremiah Ostriker y Jim Peebles, mostraron que cuando t < 5 existe una inestabilidad que lleva a la formación de una barra central. A este criterio se lo denomina criterio de Ostriker-Peebles. El trabajo posterior de Toomre mostró que su relación física con la inestabilidad frente a barras es sólo indirecto, pero sorprendentemente la validez del criterio ha resultado ser aceptable.

Intuitivamente la aplicación de este criterio se entiende de la siguiente forma. Imaginemos un disco galáctico en el cual todas las estrellas están rotando en órbitas circulares perfectas. Las estrellas no se desplazan las unas respecto de las otras. Cualquier perturbación de densidad en tal disco hará que las estrellas circundantes empiecen a caer hacia ella haciéndola aún más densa. Tal proceso es inestable y resulta llevar a la formación de una barra. Esta es una situación ideal, pero que nos sirve como indicación que la existencia de discos va a ser algo relativamente inestable. No obstante las estrellas no se mueven en órbitas perfectamente circulares debido a su movimiento peculiar. El ajuste a un movimiento perféctamente circular nos lo da el parámetro t. A medida que la desviación del movimiento circular es mayor, con mayores velocidades peculiares (y un disco "más caliente") la facilidad de esas estrellas para caer en una perturbación de densidad es menor.

Para aplicar el criterio a nuestra galaxia debemos considerar que la velocidad peculiar media de las estrellas dominantes en el vecindario del sistema solar es de unos 60 km/s. Vemos con ello que t = 2 60² / 220² = 0.15, que es mucho menor que el valor requerido para la estabilidad (t > 5). La desviación del movimiento circular es muy pequeña. En general, el criterio de Ostriker-Peebles exige velocidades peculiares o desviaciones de la órbita circular altísimas para alcanzar una estabilidad del disco frente a la formación de una barra. No parece razonable que con este criterio puedan existir galaxias espirales sin barra. Pese a que el criterio de Ostriker-Peebles puede ser algo excesivo, el resultado cualitativo es correcto como han mostrado las observaciones. La conclusión es que la estabilidad de los discos galácticos debe ser garantizada por alguna otra cosa. Esta cosa es precisamente el halo esférico de materia oscura que envuelve a las galaxias espirales y tiene también masa en el disco. Este halo es muy caliente y cumple 2 P / T >> 1, contribuyendo con ello a la estabilidad del disco frente a la formación de una barra.

Si las galaxias no tuviesen halos de materia oscura serían muy inestables frente a la formación de barras y probablemente no observaríamos ninguna galaxia espiral sin barra debido a las altas velocidades peculiares requeridas. Este es un fenómeno interesante, independiente de las curvas de rotación, que indica (aunque no prueba) la necesidad de masa adicional en las galaxias espirales.

Esta pequeña entrada se basa completamente en lo mencionado en el capítulo 6 de "Galactic Dynamics", de Tremaine y Binney. Al interesado en la teoría, especialmente en el interesante trabajo de Toomre, lo refiero ahí. Adicionalmente, un par de páginas en la red interesantes sobre galaxias espirales barradas: