5 — Decadencia, transformaciones y destino final de una galaxia

 5 — Decadencia, transformaciones y destino final de una galaxia

A lo largo de miles de millones de años, las galaxias atraviesan un proceso evolutivo que no es estático ni eterno. Nacen a partir de fluctuaciones de densidad primordiales, crecen mediante la acreción de gas y la formación de estrellas, interactúan unas con otras, y finalmente entran en una etapa de decadencia con el agotamiento progresivo de su combustible cósmico y la pérdida de su estructura original. En este capítulo se analiza esa fase final de su “vida”, los mecanismos que la provocan y el destino que espera a las galaxias en el marco de la evolución cósmica a gran escala.

5.1. Agotamiento del gas y cese de la formación estelar

El motor fundamental de la evolución de una galaxia es la disponibilidad de gas frío. Es en las regiones donde el gas se comprime y enfría lo suficiente donde se forman nuevas estrellas. Sin embargo, diversos mecanismos tienden, con el paso del tiempo, a reducir o eliminar ese gas:

• Vientos galácticos impulsados por explosiones de supernovas, que expulsan parte del gas hacia el halo o incluso al medio intergaláctico.
• Radiación de estrellas masivas y núcleos activos (AGN), que calientan el gas restante e impiden que se condense.
• Choques de marea durante interacciones con otras galaxias, que dispersan el gas interestelar.

Cuando el gas frío se agota o su densidad cae por debajo de un umbral crítico, la formación estelar se detiene (proceso conocido como quenching). La población estelar pasa entonces a estar dominada por estrellas viejas y frías, lo que cambia el color global de la galaxia de azulado a rojizo, transición observacional conocida como la secuencia de color.

Diagrama Hertzprung-Russell obtenido de Wikipedia, donde se observa la secuencia de color nombrada antes.

5.2. Interacciones y fusiones galácticas

En un universo poblado por cientos de miles de millones de galaxias, las interacciones gravitacionales son inevitables. Cuando dos galaxias pasan lo suficientemente cerca, las fuerzas de marea deforman sus discos, generando colas de marea y puentes de material que conectan temporalmente ambas estructuras. Este tipo de eventos es uno de los motores principales de la transformación morfológica.

En una fusión galáctica, el momento angular orbital se transfiere a las estrellas y al gas, haciendo que las órbitas se desordenen. El fenómeno se puede describir, en forma simplificada, por la pérdida de momento angular debido a la fricción dinámica de Chandrasekhar[1]:

Sustituyendo una versión simplificada[2]

donde M la masa efectiva del halo de la otra galaxia, r la distancia entre ambas, ρ la densidad del medio donde se mueve la masa M y v la velocidad relativa. La fricción dinámica disipa energía cinética y hace que las órbitas se contraigan hasta la fusión completa.

El resultado típico de la fusión entre dos galaxias espirales es una galaxia elíptica: un sistema sin brazos, con estrellas distribuidas en órbitas aleatorias y un halo más redondo. Este proceso explica la presencia de grandes galaxias elípticas en cúmulos, que se interpretan como los productos finales de múltiples fusiones a lo largo de la historia cósmica.

5.3. Rol de los agujeros negros supermasivos

En el centro de casi todas las galaxias masivas se esconde un agujero negro supermasivo (SMBH). Durante la fusión de dos galaxias, sus respectivos agujeros negros migran hacia el centro común por fricción dinámica, formando finalmente un sistema binario que termina coalesciendo. Este proceso libera una enorme cantidad de energía en forma de ondas gravitacionales, como se ha confirmado en observaciones recientes del fondo de ondas gravitacionales de baja frecuencia.

Mientras el agujero negro acreta gas, produce vientos relativistas y radiación intensa que pueden expulsar el gas circundante del núcleo galáctico. Este fenómeno, conocido como feedback del AGN, actúa como un regulador: evita que el gas siga acumulándose y reduce la tasa de formación estelar, acelerando la transición hacia la fase pasiva de la galaxia.

 

5.4. Muerte térmica galáctica

Una vez que el gas interestelar ha sido consumido o expulsado, la galaxia entra en una etapa de muerte térmica. Ya no se forman nuevas estrellas, y las existentes evolucionan lentamente hacia estados degenerados:

• Enanas blancas (remanentes de estrellas de baja masa).
• Estrellas de neutrones y agujeros negros (remanentes de supernovas).

En escalas de tiempo del orden de 10¹¹ años, incluso las enanas blancas se enfrían hasta volverse enanas negras, invisibles en el espectro óptico. El brillo global de la galaxia decae de forma irreversible, y su estructura se diluye lentamente dentro del entorno del cúmulo al que pertenece. Lo que alguna vez fue una espiral luminosa o una elíptica resplandeciente, termina convertida en una nube tenue de materia oscura, residuos estelares y agujeros negros.

5.5. El destino del Grupo Local

Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, no es una excepción a este destino. Observaciones precisas del movimiento de Andrómeda (M31) muestran que ambas se aproximan con una velocidad de unos 120 km/s, lo que implica una colisión en aproximadamente 4,5 × 10⁹ años.

Durante la colisión, los discos serán distorsionados y los brazos espirales desaparecerán. Tras varios pasos mutuos y la fusión de sus núcleos, se formará una única galaxia elíptica gigante, a la que los astrónomos ya han bautizado como “Milkomeda”. El Sol y las demás estrellas del disco sobrevivirán, aunque sus órbitas serán completamente modificadas.
En ese momento, el Grupo Local se habrá simplificado: una sola elíptica gigante dominando el centro de masa, acompañada por algunas galaxias enanas satélite.

 

5.6. Epílogo cósmico

El destino último de las galaxias está íntimamente ligado al destino del propio universo. Si la expansión cósmica continúa acelerándose bajo la acción de la energía oscura, llegará un punto en que las galaxias quedarán aisladas unas de otras, separadas por regiones del espacio en las que ni siquiera la luz podrá cruzar la distancia. Cada galaxia, o lo que quede de ella, se convertirá en un archipiélago solitario de materia degenerada en un universo cada vez más frío y oscuro.

Figura 5.1. Esquema conceptual de la evolución morfológica: de una espiral activa (arriba), pasando por etapas de interacción y fusión, hasta una elíptica envejecida (abajo).
La escala temporal abarca desde cientos de millones hasta decenas de miles de millones de años.

 

Apéndice E — La fricción dinámica de Chandrasekhar

Cuando una galaxia satélite o una masa puntual m se mueve a través de un medio de estrellas o partículas con densidad ρ, su gravedad perturba la distribución local del campo estelar. Las partículas del medio son aceleradas hacia el cuerpo en movimiento, generando detrás de él una estela gravitatoria o “cola de densidad”. Esa estela, a su vez, ejerce una fuerza neta sobre el cuerpo, opuesta a su dirección de movimiento. El resultado es una desaceleración efectiva conocida como fricción dinámica.

El físico Subrahmanyan Chandrasekhar (1943) fue el primero en derivar una expresión analítica para esta fuerza, bajo el supuesto de que las partículas del medio siguen una distribución de velocidades isotrópica (de Maxwell–Boltzmann) y que la masa perturbadora es pequeña respecto al total del sistema.

La expresión resultante es:

donde:

• G es la constante de gravitación universal,
• m es la masa del cuerpo en movimiento,
• ρ(<v) es la densidad de fondo de las partículas más lentas que la velocidad v del cuerpo,
• ln(Λ) es el logaritmo de Coulomb, un factor adimensional que representa la razón entre los máximos y mínimos impactos gravitacionales efectivos,
• v es el vector velocidad del cuerpo.

En el caso de que las partículas del medio sigan una distribución isotrópica de velocidades de dispersión σ, Chandrasekhar mostró que:

La fuerza total de fricción dinámica tiene entonces una magnitud:

Interpretación física

• La fricción dinámica no es viscosidad real, sino un efecto puramente gravitatorio, resultante de la acumulación asimétrica de masa inducida por la perturbación.
• Su dirección es opuesta a la velocidad del cuerpo masivo.
• Su magnitud crece con m²: objetos más masivos pierden más rápidamente su momento angular.
• La desaceleración efectiva es:
  
  
  

donde C es un factor numérico del orden de la unidad.

Consecuencias astrofísicas

• En un cúmulo galáctico, una galaxia satélite de masa mmm que orbita dentro de un halo de densidad ρ experimenta fricción dinámica, lo que hace que su órbita decaiga lentamente hacia el centro.
• En escalas de tiempo de unos pocos miles de millones de años, esto conduce a fusiones galácticas o al hundimiento del satélite en el halo principal.
• El mismo mecanismo explica por qué los agujeros negros supermasivos binarios pierden momento angular y finalmente se fusionan en el centro de las galaxias resultantes.

Tiempo de decaimiento orbital aproximado

Si la velocidad orbital es aproximadamente circular, el tiempo característico de decaimiento se estima como:

Este resultado muestra que la fricción dinámica es más eficiente:

• para objetos masivos (m grande),
• en regiones densas (ρ grande),
• y para velocidades bajas (v pequeña).

Valor típico en fusiones galácticas

Para una galaxia satélite de masa m=10¹⁰ M_⊙​ moviéndose a v=200 km/s en un halo de densidad ρ=10⁻²⁴ kg/m³, con ln(Λ)≈10, el tiempo característico es del orden de:

t_dec∼3×10⁹ años.

Es decir, la fusión completa puede ocurrir en un tiempo comparable a la edad del universo.

Figura E.1.

Una masa m (por ejemplo, una galaxia satélite o un cúmulo globular) se mueve a través de un medio de estrellas de densidad ρ con velocidad v.
La atracción gravitatoria entre m y las partículas del medio produce una perturbación local en la distribución estelar, generando una estela gravitatoria de mayor densidad detrás del cuerpo en movimiento.
Esta estela ejerce una fuerza neta opuesta a la dirección de avance, conocida como fuerza de fricción dinámica F_df​. El efecto neto es una pérdida progresiva de momento angular y energía orbital, que conduce al decaimiento de la órbita y, en escalas cosmológicas, a la fusión o hundimiento del cuerpo masivo en el sistema principal.

Un poco de historia

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910–1995) formuló la teoría de la fricción dinámica en 1943, durante su estancia en la Universidad de Chicago.
El trabajo, publicado originalmente en The Astrophysical Journal (vol. 97, p. 255, 1943), fue concebido para describir el movimiento de estrellas masivas a través de un cúmulo estelar, donde las interacciones gravitacionales colectivas generan un frenado efectivo.
Décadas más tarde, su formulación se convirtió en una herramienta fundamental para entender el decaimiento orbital de galaxias satélite, la fusión de cúmulos y la coalescencia de agujeros negros supermasivos en centros galácticos. Chandrasekhar recibiría el Premio Nobel de Física en 1983, en reconocimiento a su trabajo pionero en la estructura y evolución de estrellas, aunque la teoría de fricción dinámica sigue siendo una de sus contribuciones más influyentes en la dinámica estelar moderna.

Figura E.2.

Representación conceptual de la dependencia de la fricción dinámica con la velocidad. A bajas velocidades, la masa perturbadora interactúa durante más tiempo con las partículas del medio, generando una estela gravitatoria intensa y una fuerza de fricción significativa. A altas velocidades, el tiempo de interacción es menor y la deflexión gravitatoria resulta débil, reduciendo F_df​ de manera proporcional a 1/v².

Figura E.3.

Comparación entre la aproximación simplificada F_df∝1/v² (línea blanca continua) y la expresión completa de Chandrasekhar (línea azul punteada), que incluye la corrección estadística asociada a la distribución de velocidades de Maxwell–Boltzmann a través del término

erf(X)−2Xπ∙exp(−X² ).

A bajas velocidades (v≪σ), la fricción efectiva es menor debido a que sólo una fracción de las partículas del medio se mueve más lentamente que el cuerpo perturbador. A altas velocidades (v≫σ), ambas expresiones convergen, recuperando la ley F_df∝1/v².

 

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[1] Ver apéndice E.

[2] Es un parámetro puramente dinámico, definido como:

 donde bₘₐₓ = máximo impacto (típicamente el tamaño del sistema, o de la región relevante), bₘᵢₙ = mínimo impacto (generalmente el radio de 90° de deflexión, o una escala física mínima)