Cuando dos discos de gas chocan, las nubes de gas difusas dentro de ellos chocarán a velocidades altamente supersónicas. Por lo tanto, podemos esperar una extensa salpicadura de gas y los efectos observables del calentamiento por choque y el enfriamiento radiativo. No tenemos que buscar lejos ejemplos de colisiones supersónicas que involucren nubes externas. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene una población de las llamadas nubes de alta velocidad (HVC), que a diferencia de otras nubes interestelares, no están confinadas en el disco y tienen una cinemática muy diferente. En los últimos años, varios estudios han proporcionado buena evidencia de colisiones recientes o en curso entre algunos HVC y nubes de disco (p. Ej., Cabrera-Cano et al. 1995, Tamahana 1995), posiblemente incluyendo la cercana región de Gould’s Belt en Orion (Comeron y Torra 1994) . Además, Mirabel y Morras (1990 y sus referencias) han argumentado que una corriente de nubes está impactando el disco en la dirección anticéntrica. Estos impactos generalmente se descubren en observaciones del flujo y distribución de la emisión de radio continuo del gas caliente, y la distribución y cinemática del gas de hidrógeno neutro (que cae).
Las colisiones de HVC en el disco galáctico también pueden ser un ejemplo de transferencia de masa inducida por una colisión de galaxias. La corriente de Mirabel y Morras puede estar conectada o relacionada con la corriente de Magallanes, un anillo parcial de gas HI alrededor de la galaxia, y conectada a las Nubes de Magallanes (y el puente entre ellas). Los modelos recientes apoyan la vieja conjetura de que la corriente de Magallanes puede ser una estructura de cola de puente resultante de la interacción entre las Nubes de Magallanes y la Galaxia (por ejemplo, Lin, Jones y Klemola 1995, y referencias en ella). Recientemente se han presentado impresionantes mapas nuevos del gas HI en estas estructuras (Stavely-Smith et al. 1998 y en progreso), y las limitaciones de estos datos deberían permitir la construcción de modelos mucho más detallados en el futuro cercano.
La transferencia de masa hidrodinámica en muchas galaxias en colisión implica colisiones de nubes a una escala mucho mayor que las interacciones del disco HVC en la Vía Láctea. (A pesar del hecho de que estos últimos involucran regiones de tamaño mayor a 1.0 kpc.) Los puentes o penachos en estos sistemas tienen masas de gas comparables o mayores que la corriente de Magallanes. Consideremos algunos ejemplos específicos de la literatura de investigación reciente.
Las observaciones de HI también han proporcionado evidencia cinemática de una colisión de disco de nube en la galaxia cercana M101 (van der Hulst y Sancisi 1988). Según Kamphuis (1993, y ver van der Hulst 1996), la región con alteraciones cinemáticas “tiene más de 20 kpc de tamaño y contiene unas 108 masas solares de HI y alcanza velocidades de hasta 160 km / s por encima de la rotación local”. Este es ciertamente el ejemplo más impresionante del fenómeno entre las galaxias cercanas.
Otro ejemplo muy apropiado es el sistema UGC 12914/5, llamado las galaxias “Taffy” por Condon et al. (1993) (El término también fue utilizado por Zwicky en 1956 para tales sistemas “pegajosos”, según TT.) Estos autores señalan que “casi la mitad del flujo (continuo de radio) … surge de la brecha entre UGC 12914 y 12915, a través de qué radio los contornos se dibujan como filamentos de Taffy “. Además de la emisión de radio continuo, y los campos magnéticos y los rayos cósmicos que se supone que lo producen, también hay abundante gas HI en el puente que conecta las dos galaxias. A partir de la distribución espacial de estas emisiones, y la cinemática continua a lo largo del puente, los autores concluyen que esto es, de hecho, la salpicadura que sigue a la “interpenetración” de dos discos de galaxias. Curiosamente, hay poca formación de estrellas recientes o en curso en el puente. También es interesante que una de las dos galaxias sea una galaxia anillo.
Debido a la hidrodinámica de choque disipativo no lineal y la amplia gama de escalas involucradas, también es un proceso difícil de simular numéricamente, por lo que el progreso teórico también se vio impedido. Existe una literatura bastante extensa sobre colisiones supersónicas entre nubes interestelares, y entre nubes y choques a gran escala, que datan de principios de los años setenta. Este trabajo proporcionó una base para las simulaciones de Tenorio-Tagle (1981, y Tenorio-Tagle et al. 1986, 1987) sobre colisiones entre HVC y el disco galáctico. En esta serie de documentos se demostró que tales colisiones tenían suficiente energía e ímpetu para generar los bucles más grandes o supercapas de HI vistos en nuestra galaxia. Estos modelos también demostraron que, dependiendo de la densidad y la velocidad de las nubes que impactan, podrían volcar la mayor parte de su energía de caída en el disco galáctico o perforar un agujero cilíndrico en el disco y retener parte de su energía. Es posible que tales agujeros y otras manifestaciones de nubes que caen de un puente se hayan observado en observaciones recientes de HST de la galaxia del anillo Cartwheel (Struck et al. 1996). Sin embargo, las observaciones de alta resolución solo se hicieron en dos bandas amplias (B e I), por lo que la emisión de choque no se pudo distinguir de otras fuentes.
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