Section V. TREATING INTERNAL BLEEDING IN AN EXTREMITY 2-35 IDENTIFY INTERNAL BLEEDING IN AN EXTREMITY
2-38 APPLY A SPIRAL REVERSE WRAP TO AN EXTREMITY
Debido a los grandes tamaños y energías requeridos para la formación de supercáscaras, el origen de algunas de estas estructuras gigantescas a veces no puede ser fácilmente explicado en términos de fuentes convencionales como por ejemplo los vientos estelares y/o las explosiones de supernovas de estrellas individuales o de cúmulos de estrellas con una composición estelar como la que hoy en día encontramos en la Vía Láctea. Para estos casos se han propuesto mecanismos alternativos para su formación, como por ejemplo:
a) Nubes de alta velocidad.
Existen nubes de gas neutro, o parcialmente ionizado, que se encuentran a altas latitudes galácticas. Estas nubes se clasifican en tres categorías de acuerdo a la velocidad peculiar radial que poseen,
Velocidad baja:v <20 km s−1.
Velocidad intermedia: 20< v < 90 km s−1.
Velocidad alta: v >90 km s−1.
Las nubes de alta velocidad son un posible mecanismo de formación de cáscaras. Tenorio-Tagle (1981) estudió los efectos dinámicos producidos en el gas por la interacción de estas nubes con el disco galáctico. Sus resultados muestran que la colisión de nubes de alta velocidad con el disco galáctico podría ser la mayor fuente de energía responsable de muchas de las grandes estructuras que se encuentran en las galaxias. Sin embargo no está claro si estas colisiones podrían explicar la apariencia de un anillo casi completo de muchas supercáscaras, aunque sí podrían ser las responsables de originar las estructuras en las que sólo se observa un hemisferio de gas en expansión.
Santillán et al. (1999) realizaron simulaciones numéricas de colisiones de nubes de alta velocidad con el disco Galáctico teniendo en cuenta diferentes ángulos de incidencia y velocidades, con y sin campos magnéticos galácticos. En términos generales, en los casos en los que no se tienen en cuenta los cam- pos magnéticos se obtiene que en la capa chocada se genera una estela trasera.
Figura 1.17: Distribución de la emisión del H I asociada a las cáscaras detectadas por McClure-Griffiths et al. (2002): GSH 292-01+55 a v = −46,4km s−1 (panel superior) y GS279+00+97 av= 73,6km s−1 (panel
inferior). Los tonos más oscuros de grises representan mayor temperatura de brillo.
En colisiones oblicuas, la estela es más prominente y adquiere un movimiento oscilatorio que termina en un campo de velocidades turbulento a lo largo de la trayectoria de la interacción. En cambio, cuando se consideran campos mag- néticos, el volumen perturbado es mayor que en el caso sin campo magnético. Además, si se considera que el campo magnético es paralelo al plano galáctico, el flujo de gas hacia el disco es drásticamente aplacado. La tensión magnética detiene al gas chocado y revierte el movimiento del flujo, evitando que la nube de alta velocidad penetre en el disco. De este modo, el campo magnético actúa como un escudo efectivo que podría prevenir cualquier intercambio de masa entre el halo y el disco. En el caso en el que el campo magnético fuese perpen- dicular al plano galáctico, se obtiene una situación intermedia entre el caso sin considerar campos magnéticos y el caso en el que sí se consideran. En este caso, la capa chocada penetra en el disco pero el aumento de la presión magnética en el gas comprimido eventualmente detiene el movimiento de la capa y fuerza su reexpansión. La onda compresional se transforma en un nuevo frente de choque secundario que penetra en el disco. Esto crea una estructura con una capa doblemente chocada la cual dura varios millones de años. En este caso la nube tampoco puede penetrar mucho dentro del disco de gas de la Galaxia.
b) Explosiones de rayos gamma.
Las explosiones de rayos gamma ocurren una cada ∼(0,3−40)×106 años
y depositan 1053 ergs en el MIE (Wijers et al. 1998). Las energías requeridas
para la formación de supercáscaras coinciden con la energía liberada por las explosiones de rayos gamma. Perna & Raymond (2000) mostraron que las supercáscaras creadas por explosiones de supernovas poseen un aumento en la abundancia de metales producidos por la explosión de la supernova. Por otro lado, si el origen de una supercáscara se debe a una explosión de rayos gamma, no se espera un aumento en la abundancia de metales. Otro problema es que estas explosiones son asimétricas por lo que difícilmente puedan dar cuenta de estructuras completas.
c) Presión de radiación.
Otro mecanismo posible de formación de cáscaras es mediante la presión de radiación. Bureau & Carignan (2002) mostraron que esta presión puede crear cáscaras en un disco denso donde existen mínimos locales en la densidad superficial. La presión de radiación junto con una separación viscosa también proporciona un mecanismo eficiente para agrandar cáscaras preexistentes crea- das por otros mecanismos, como por ejemplo la explosión de supernovas o los vientos estelares. En el caso de la Galaxia HoII, este mecanismo de formación
de cáscaras puede ser una explicación de las grandes energías necesarias para la creación de las cáscaras y de la falta de evidencias observacionales esperadas para las explosiones de supernovas o los vientos estelares (Bureau & Carignan 2002).
Si bien todos son posibles mecanismos de formación de supercáscaras, el que presenta mayor evidencia observacional hasta el momento es el que considera la acción de las estrellas de gran masa.