Resumen de Alabeos y truncamientos de los discos estelares de galaxias de perfil
Ana Guijarro Roman 
En esta Tesis vamos a estudiar e identificar la morfología y estructura que presentan los discos estelares de las galaxias espirales en sus zonas más externas, sobre todo: EL TRUNCAMIENTO Y EL ALABEO Para ello vamos a utilizar galaxias espirales vistas de perfil y observaciones en las longitudes de onda del visible y el infrarrojo cercano.
El brillo superficial de los discos de las galaxias espirales decrece a grandes radios de un modo más rápido que el modelo exponencial aceptado, hasta alcanzar un radio de truncamiento, rt, donde el disco termina. Este rasgo morfológico fue descubierto por van der Kruit (1979) y ha sido muy estudiado por otros autores, incluso en nuestra propia Galaxia. Porcel, Battaner y Jiménez-Vicente (1997) encontraron que el radio de truncamiento de la Vía Láctea no podía estar a una distancia mayor de 15 kpc. Pero aún hacen falta más observaciones y desarrollos teóricos para entender este fenómeno. A pesar de que los estudios realizados establecen la universalidad del truncamiento del disco estelar y se han propuesto varias hipótesis, aún no se ha encontrado la teoría que lo consiga explicar. Battaner, Florido y Jiménez-Vicente (2002) proponen un modelo en el que la fuerza centrípeta magnética que actúa sobre el gas tiene una importante contribución en la redistribución de las estrellas que nacen en ese gas. Cuando las estrellas se forman la fuerza magnética deja de actuar sobre ese material, se rompe el equilibrio de fuerzas y las estrellas se pueden mover hacia radios mayores e incluso escapar. El truncamiento ocurriría en este punto donde las estrellas se fugan de la galaxia.
La mayoría de las galaxias espirales, incluida la nuestra, tienen un plano alabeado (desviación suave y moderada en la dirección perpendicular a la del disco) tanto la componente extendida del gas neutro, observada a partir del HI, con la línea de 21 cm, como el disco estelar galáctico, observado en el visible (Sánchez-Saavedra, Battaner y Florido 1990; Florido et al. 1991). La primera detección de un disco alabeado fue en nuestra propia Galaxia a partir de observaciones con la línea de 21 cm (Burke 1957; Kerr 1957). El alabeo plantea el problema de su origen y de su mantenimiento, ya que una vez presente, el alabeo persiste largo tiempo, a pesar de ocurrir a radios donde en principio las partículas deberían caer al campo gravitatorio del disco. Los numerosos mecanismos que han sido propuestos y explorados no han dado todavía una respuesta definitiva y satisfactoria (por ejemplo, ver el trabajo de recopilación de Binney 1992, Battaner et al. 1997 y van der Kruit 2007). Es muy interesante considerar la posibilidad de que sea el medio intergaláctico el que juegue el papel importante en la formación del alabeo, pues el movimiento de las galaxias dentro del gas intergaláctico podría generar distintas presiones y deformar los bordes de los discos. Battaner, Florido y Sánchez-Saavedra, M. L. (1990) explican los alabeos producidos por el campo magnético intergaláctico, el cual actuaría distorsionando directamente la distribución del gas. El sistema estelar se alabearía indirectamente ya que las estrellas se forman en el gas que estaría alabeado. Con esta teoría se debería de observar alguna diferencia entre el alabeo de las estrellas recién formadas y las estrellas viejas. Así, si obtenemos una diferencia en el alabeo a diferentes longitudes de onda nos daría una clave importante. Incluso, según este modelo, las galaxias pobres en gas como las S0 no deberían mostrar alabeos.
