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galaxia lenticular

La galaxia Spindle (NGC 5866), una galaxia lenticular en la constelación de Draco . Esta imagen muestra que las galaxias lenticulares pueden retener una cantidad considerable de polvo en su disco. Hay poco o nada de gas y por eso se les considera deficientes en materia interestelar .

Una galaxia lenticular (denominada S0) es un tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica (denotada E) y una espiral en los esquemas de clasificación morfológica de galaxias . [1] Contiene un disco de gran escala pero no tiene brazos espirales de gran escala. Las galaxias lenticulares son galaxias de disco que han consumido o perdido la mayor parte de su materia interestelar y, por lo tanto, tienen muy poca formación estelar en curso . [2] Sin embargo, pueden retener mucho polvo en sus discos. Como resultado, se componen principalmente de estrellas envejecidas (como las galaxias elípticas). A pesar de las diferencias morfológicas, las galaxias lenticulares y elípticas comparten propiedades comunes como características espectrales y relaciones de escala. Ambas pueden considerarse galaxias de tipo temprano que están evolucionando pasivamente, al menos en la parte local del Universo. Conectando las galaxias E con las galaxias S0 están las galaxias ES con discos de escala intermedia. [3]

Morfología y estructura

Clasificación

NGC 2787 es un ejemplo de galaxia lenticular con absorción de polvo visible. Si bien esta galaxia ha sido clasificada como galaxia S0, se puede ver la dificultad para diferenciar entre espirales, elípticas y lenticulares. Crédito: HST
NGC 1387 tiene un gran anillo nuclear. Esta galaxia es miembro del Cúmulo Fornax .
Cuadrícula que muestra la ubicación de las galaxias de tipo temprano (incluidas las galaxias lenticulares S0) en relación con las galaxias espirales de tipo tardío. El eje horizontal muestra el tipo morfológico, dictado principalmente por la naturaleza de los brazos espirales.
El porcentaje de galaxias con una relación de eje particular (menor/mayor) para una muestra de galaxias lenticulares y espirales. El recuadro es una representación visual del perfil de cualquiera de las relaciones de eje menor (b) a mayor (a) especificadas. [4]

Las galaxias lenticulares son únicas porque tienen un componente de disco visible así como un componente de abultamiento prominente. Tienen proporciones de abultamiento a disco mucho más altas que las espirales típicas y no tienen la estructura de brazo espiral canónica de las galaxias de tipo tardío [nota 1] , aunque pueden exhibir una barra central. [4] Esta dominancia del abultamiento se puede ver en la distribución de la relación de ejes (es decir, la relación entre los axiales menor y mayor observados de una galaxia de disco) de una muestra de galaxia lenticular. La distribución de las galaxias lenticulares aumenta constantemente en el rango de 0,25 a 0,85, mientras que la distribución de las espirales es esencialmente plana en ese mismo rango. [5] Las proporciones axiales más grandes pueden explicarse observando galaxias de disco enfrentadas o teniendo una muestra de galaxias esferoidales (dominadas por abultamientos). Imagínese mirar dos galaxias de disco de canto, una con un abultamiento y otra sin abultamiento. La galaxia con un abultamiento prominente tendrá una relación axial de borde hacia arriba mayor en comparación con la galaxia sin un abultamiento según la definición de relación axial. Por tanto, una muestra de galaxias de disco con componentes esferoidales prominentes tendrá más galaxias con relaciones axiales mayores. El hecho de que la distribución de galaxias lenticulares aumente con el aumento de la relación axial observada implica que las lenticulares están dominadas por un componente de abultamiento central. [4]

A menudo se considera que las galaxias lenticulares son un estado de transición poco comprendido entre las galaxias espirales y elípticas, lo que da como resultado su ubicación intermedia en la secuencia de Hubble . Esto se debe a que las lenticulares tienen componentes de disco y de abultamiento prominentes. El componente del disco suele carecer de rasgos distintivos, lo que impide un sistema de clasificación similar al de las galaxias espirales. Como el componente del bulbo suele ser esférico, las clasificaciones de galaxias elípticas tampoco son adecuadas. Por tanto, las galaxias lenticulares se dividen en subclases según la cantidad de polvo presente o la prominencia de una barra central. Las clases de galaxias lenticulares sin barra son S0 1 , S0 2 y S0 3 donde los números subíndices indican la cantidad de absorción de polvo en el componente del disco; las clases correspondientes para lenticulares con barra central son SB0 1 , SB0 2 y SB0 3 . [4]

Descomposición sérsica

Los perfiles de brillo de la superficie de las galaxias lenticulares están bien descritos mediante la suma de un modelo de Sérsic para la componente esferoidal más un modelo exponencialmente decreciente (índice de Sérsic de n ≈ 1) para el disco y, a menudo, un tercer componente para la barra. [6] A veces se observa un truncamiento en los perfiles de brillo de la superficie de las galaxias lenticulares en ~ 4 longitudes de escala de disco. [7] Estas características son consistentes con la estructura general de las galaxias espirales. Sin embargo, el componente abultado de las lenticulares está más estrechamente relacionado con las galaxias elípticas en términos de clasificación morfológica. Esta región esferoidal, que domina la estructura interna de las galaxias lenticulares, tiene un perfil de brillo superficial más pronunciado (el índice de Sérsic suele oscilar entre n = 1 y 4) [8] [9] que el componente del disco. Las muestras de galaxias lenticulares se distinguen de la población de galaxias elípticas sin disco (excluidos los pequeños discos nucleares) mediante el análisis de sus perfiles de brillo superficial. [10]

Barras

Al igual que las galaxias espirales, las galaxias lenticulares pueden poseer una estructura de barra central. Mientras que el sistema de clasificación de las galaxias lenticulares normales depende del contenido de polvo, las galaxias lenticulares barradas se clasifican según la prominencia de la barra central. Las galaxias SB0 1 tienen la estructura de barras menos definida y sólo se clasifican por tener un brillo superficial ligeramente mejorado a lo largo de los lados opuestos del bulbo central. La prominencia de la barra aumenta con el número índice, por lo que las galaxias SB0 3 , como la NGC 1460, tienen barras muy bien definidas que pueden extenderse a través de la región de transición entre el bulbo y el disco. [4] NGC 1460 es en realidad la galaxia con una de las barras más grandes vistas entre las galaxias lenticulares. Desafortunadamente, las propiedades de las barras en las galaxias lenticulares no se han investigado con gran detalle. Comprender estas propiedades, así como comprender el mecanismo de formación de las barras, ayudaría a aclarar la historia de formación o evolución de las galaxias lenticulares. [7]

Galaxias lenticulares barradas por clasificación

Protuberancias en forma de caja

NGC 1375 y NGC 1175 son ejemplos de galaxias lenticulares que tienen los llamados abultamientos en forma de caja. Se clasifican como SB0 pec. En las galaxias de borde se observan protuberancias en forma de caja, en su mayoría espirales, pero rara vez lenticulares. [ cita necesaria ]

Contenido

Imagen del Hubble de ESO 381-12 [11]

En muchos aspectos la composición de las galaxias lenticulares es similar a la de las elípticas . Por ejemplo, ambos están formados predominantemente por estrellas más antiguas y, por tanto, más rojas. Se cree que todas sus estrellas tienen más de mil millones de años, de acuerdo con su compensación de la relación Tully-Fisher (ver más abajo). Además de estos atributos estelares generales, los cúmulos globulares se encuentran con más frecuencia en galaxias lenticulares que en galaxias espirales de masa y luminosidad similares. También tienen poco o ningún gas molecular (de ahí la falta de formación de estrellas) y ninguna emisión significativa de hidrógeno α o de 21 cm. Por último, a diferencia de las elípticas, es posible que aún contengan una cantidad importante de polvo. [4]

Cinemática

Dificultades y técnicas de medición.

NGC 4866 es una galaxia lenticular ubicada en la constelación de Virgo. [12]

Las galaxias lenticulares comparten propiedades cinemáticas tanto con las galaxias espirales como con las elípticas. [13] Esto se debe a la importante protuberancia y naturaleza del disco de las lenticulares. El componente de bulbo es similar a las galaxias elípticas en el sentido de que está soportado por una presión de dispersión de velocidad central . Esta situación es análoga a la de un globo, donde los movimientos de las partículas de aire (estrellas en el caso de un bulbo) están dominados por movimientos aleatorios. Sin embargo, la cinemática de las galaxias lenticulares está dominada por el disco soportado rotacionalmente. El soporte de rotación implica que el movimiento circular promedio de las estrellas en el disco es responsable de la estabilidad de la galaxia. Por tanto, la cinemática se utiliza a menudo para distinguir galaxias lenticulares de galaxias elípticas. La determinación de la distinción entre galaxias elípticas y galaxias lenticulares a menudo se basa en las mediciones de dispersión de velocidad (σ), velocidad de rotación (v) y elipticidad (ε). [13] Para diferenciar entre lenticulares y elípticas, normalmente se observa la relación v/σ para un ε fijo. Por ejemplo, un criterio aproximado para distinguir entre galaxias lenticulares y elípticas es que las galaxias elípticas tienen v/σ < 0,5 para ε = 0,3. [13] La motivación detrás de este criterio es que las galaxias lenticulares tienen componentes prominentes de protuberancia y disco, mientras que las galaxias elípticas no tienen estructura de disco. Por lo tanto, las lenticulares tienen relaciones v/σ mucho mayores que las elípticas debido a sus velocidades de rotación no despreciables (debido al componente del disco), además de no tener un componente de abultamiento tan prominente en comparación con las galaxias elípticas. Sin embargo, este enfoque que utiliza una única relación para cada galaxia es problemático debido a la dependencia de la relación v/σ del radio hasta el cual se mide en algunas galaxias de tipo temprano. Por ejemplo, las galaxias ES que unen las galaxias E y S0, con sus discos de escala intermedia, tienen una relación v/σ alta en radios intermedios que luego cae a una relación baja en radios grandes. [14] [15]

La cinemática de las galaxias de disco suele estar determinada por líneas de emisión Hα o de 21 cm , que normalmente no están presentes en las galaxias lenticulares debido a su falta general de gas frío. [7] Por lo tanto, la información cinemática y las estimaciones aproximadas de masa para las galaxias lenticulares a menudo provienen de líneas de absorción estelar, que son menos confiables que las mediciones de líneas de emisión. También existe una considerable dificultad para derivar velocidades de rotación precisas para las galaxias lenticulares. Este es un efecto combinado de las lenticulares que tienen mediciones de inclinación difíciles, efectos de proyección en la región de interfaz del disco abultado y los movimientos aleatorios de las estrellas que afectan las verdaderas velocidades de rotación. [16] Estos efectos hacen que las mediciones cinemáticas de galaxias lenticulares sean considerablemente más difíciles en comparación con las galaxias de disco normales.

Compensación de la relación Tully-Fisher

Este gráfico ilustra la relación Tully-Fisher para una muestra de galaxia espiral (negro), así como para una muestra de galaxia lenticular (azul). [17] Se puede ver cómo la línea de mejor ajuste para las galaxias espirales difiere de la línea de mejor ajuste para las galaxias lenticulares. [18]

La conexión cinemática entre galaxias espirales y lenticulares es más clara cuando se analiza la relación Tully-Fisher para muestras espirales y lenticulares. Si las galaxias lenticulares son una etapa evolucionada de las galaxias espirales, entonces deberían tener una relación Tully-Fisher similar con las espirales, pero con un desplazamiento en el eje luminosidad/magnitud absoluta. Esto sería el resultado de estrellas más brillantes y rojas que dominan las poblaciones estelares de lenticulares. Un ejemplo de este efecto se puede ver en el gráfico adyacente. [7] Se puede ver claramente que las líneas de mejor ajuste para los datos de la galaxia espiral y la galaxia lenticular tienen la misma pendiente (y por lo tanto siguen la misma relación Tully-Fisher), pero están compensadas por ΔI ≈ 1,5. Esto implica que las galaxias lenticulares alguna vez fueron galaxias espirales, pero ahora están dominadas por estrellas rojas viejas.

Teorías de la formación

La morfología y la cinemática de las galaxias lenticulares sugieren, hasta cierto punto, un modo de formación de galaxias . Su apariencia de disco, posiblemente polvorienta, sugiere que provienen de galaxias espirales descoloridas , cuyos brazos desaparecieron. Sin embargo, algunas galaxias lenticulares son más luminosas que las galaxias espirales, lo que sugiere que no son simplemente restos descoloridos de galaxias espirales. Las galaxias lenticulares podrían resultar de una fusión de galaxias , lo que aumentaría la masa estelar total y podría darle a la galaxia recién fusionada una apariencia de disco y sin brazos. [7] Alternativamente, se ha propuesto [19] que hicieran crecer sus discos mediante eventos de acreción (gas y fusiones menores). Anteriormente se había sugerido que la evolución de las galaxias lenticulares luminosas podría estar estrechamente relacionada con la de las galaxias elípticas, mientras que las lenticulares más débiles podrían estar más estrechamente asociadas con las galaxias espirales despojadas de presión de ariete, [20] aunque este último escenario de acoso galáctico ha sido discutido desde entonces. cuestionado debido a la existencia [21] de galaxias lenticulares de baja luminosidad extremadamente aisladas como LEDA 2108986 .

Espirales descoloridas

La ausencia de gas, la presencia de polvo, la falta de formación estelar reciente y el soporte rotacional son atributos que uno podría esperar de una galaxia espiral que ha consumido todo su gas en la formación de estrellas. [7] Esta posibilidad se ve reforzada por la existencia de galaxias espirales pobres en gas o "anémicas" . Si el patrón espiral se disipara, la galaxia resultante sería similar a muchas lenticulares. [22] Moore y cols. También documentan que el acoso de las mareas (los efectos gravitacionales de otras galaxias cercanas) podría ayudar a este proceso en regiones densas. [23] Sin embargo, el apoyo más claro a esta teoría es su adhesión a una versión ligeramente modificada de la relación Tully-Fisher, analizada anteriormente.

Un artículo de 2012 que sugiere un nuevo sistema de clasificación, propuesto por primera vez por el astrónomo canadiense Sidney van den Bergh , para galaxias lenticulares y esferoidales enanas (S0a-S0b-S0c-dSph) que es paralelo a la secuencia de Hubble para espirales e irregulares (Sa-Sb- Sc-Im) refuerza esta idea mostrando cómo la secuencia espiral-irregular es muy similar a esta nueva para lenticulares y elípticas enanas. [24]

Fusiones

Messier 85 es una galaxia fusionada.

Los análisis de Burstein [25] y Sandage [26] mostraron que las galaxias lenticulares suelen tener un brillo superficial mucho mayor que otras clases de espirales. También se cree que las galaxias lenticulares exhiben una relación de abultamiento a disco mayor que las galaxias espirales y esto puede ser inconsistente con el simple desvanecimiento de una espiral. [27] [28] Si los S0 se formaran mediante fusiones de otras espirales, estas observaciones serían apropiadas y también explicarían el aumento de la frecuencia de cúmulos globulares. Cabe mencionar, sin embargo, que los modelos avanzados del abultamiento central que incluyen tanto un perfil Sersic general como una barra indican un abultamiento más pequeño [29] y, por lo tanto, una menor inconsistencia. Las fusiones tampoco pueden explicar la compensación de la relación Tully-Fisher sin suponer que las galaxias fusionadas eran bastante diferentes de las que vemos hoy.

Crecimiento del disco mediante acreción.

La creación de discos en, al menos algunas, galaxias lenticulares a través de la acreción de gas, y en galaxias pequeñas, alrededor de una estructura esferoidal preexistente se sugirió por primera vez como una explicación para hacer coincidir las galaxias masivas compactas de forma esferoidal con alto corrimiento al rojo con las igualmente Protuberancias masivas compactas vistas en galaxias lenticulares masivas cercanas. [30] En un escenario de "reducción de tamaño", es posible que se hayan construido primero galaxias lenticulares más grandes (en un universo más joven cuando había más gas disponible) y que las galaxias de menor masa hayan tardado más en atraer el material de construcción de sus discos, como en el Caso de la galaxia aislada de tipo temprano LEDA 2108986 . Dentro de los cúmulos de galaxias, la extracción por presión elimina el gas y previene la acumulación de gas nuevo que podría ser capaz de promover el desarrollo del disco.

Ejemplos

Galería

Ver también

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con las galaxias lenticulares .

Notas

  1. ^ Las galaxias del lado izquierdo del esquema de clasificación de Hubble a veces se denominan "de tipo temprano", mientras que las del lado derecho son de "tipo tardío".

Referencias

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