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Galaxia anémica

NGC 4921 , una típica galaxia anémica.
NGC 4569 es también un ejemplo de galaxia anémica.

Una galaxia anémica es un tipo de galaxia espiral caracterizada por un bajo contraste entre sus brazos espirales y su disco.

Etimología

El término fue acuñado en 1976 por el astrónomo canadiense Sidney van den Bergh para clasificar las galaxias que son una forma intermedia entre las galaxias espirales ricas en gas y formadoras de estrellas y las galaxias lenticulares inactivas y pobres en gas . [1]

Características

Las galaxias anémicas no sólo muestran brazos espirales de bajo contraste sino también un bajo contenido y densidad de hidrógeno neutro (la materia prima necesaria para formar estrellas ), [2] [3] colores más rojos que una espiral normal, menos regiones H II y, por tanto, una baja actividad de formación de estrellas. [3]

Al principio se creía que su contenido de hidrógeno molecular era similar al de una espiral normal, [4] pero estudios posteriores han demostrado que varias de ellas son deficientes en gas molecular. [5]

No deben confundirse las galaxias anémicas con galaxias de color rojo debido a una baja actividad de formación estelar pero que muestran un contenido normal de gas neutro, como es el caso de la galaxia de Andrómeda . [6] [7]

Evolución

Como la mayoría de las galaxias de este tipo están presentes en cúmulos de galaxias ricos , se ha propuesto que esta puede ser una de las razones por las que las espirales normales se convierten en anémicas. Los estudios de galaxias espirales en el cercano cúmulo de Virgo han demostrado no sólo cómo, a diferencia de las galaxias espirales aisladas, en la mayoría de los casos su gas neutro y su formación estelar se truncan dentro de sus discos ópticos, en algunos casos de forma bastante severa, [8] [9] sino también cómo la actividad de formación de estrellas en ellos es menor que en las espirales fuera de los cúmulos; [9] esto significa que los procesos que tienen lugar en los cúmulos de galaxias, como las interacciones con el medio intracúmulo como la extracción por presión de ariete y/o las interacciones con otras galaxias vecinas , son responsables del origen de las galaxias anémicas, despojando a las espirales normales de sus gas, aumentando en algunos casos su actividad de formación de estrellas y, por lo tanto, al final extinguiendo estas últimas cuando su gas se agota y no se repone. [10] Las galaxias espirales pueden haberse vuelto anémicas al agotar su suministro de gas a través de la actividad de formación estelar. [3]

El destino más probable de una galaxia anémica es perder el gas restante y la formación estelar, volviéndose similar a una galaxia lenticular: por lo tanto, es probable que la mayoría de las galaxias lenticulares en cúmulos sean antiguas galaxias espirales. [10]

Galaxias espirales pasivas

Las galaxias espirales pasivas (también conocidas como espirales pasivas ) son un tipo de galaxias espirales ubicadas en ricos cúmulos de galaxias con altos corrimientos al rojo que presentan estructura espiral, pero poca o ninguna formación estelar, [11] en algunos casos ocultas por polvo y concentradas dentro de sus capas más internas. regiones. [12] A menudo, parecen tener pocas o ninguna estrella masiva (>20 masas solares ). [12]

Según simulaciones por ordenador, se trata de sistemas en camino de convertirse en galaxias lenticulares, al haber perdido el hidrógeno que se supone está presente en los halos de las galaxias espirales y que los repone con nuevo gas para formar estrellas. [13]

Si bien comparten al menos algunas propiedades con las galaxias anémicas, [14] su relación con ellas no está clara: [13] pueden ser una etapa más avanzada en la evolución de una galaxia espiral para convertirse en lenticular que las galaxias anémicas, [15] o las espirales pasivas y las galaxias anémicas pueden ser el mismo tipo de objeto, con la diferencia de que las primeras están mucho más lejos que las segundas. [dieciséis]

Ejemplos

NGC 4921 en el Cúmulo de Coma y Messier 90 en el Cúmulo de Virgo son ejemplos de este tipo de galaxias; [1] sin embargo, la mayoría de las galaxias espirales de este último son más o menos deficientes en gas. [2]

Referencias

  1. ^ ab Bergh, S. (1976). "Un nuevo sistema de clasificación de galaxias". La revista astrofísica . 206 : 883–887. Código bibliográfico : 1976ApJ...206..883V. doi : 10.1086/154452 . Parte 1.
  2. ^ ab Chamaraux, P.; Balkowski, C.; Gerard, E. (1980). "La deficiencia de HI del cúmulo de Virgo gira en espiral". Astronomía y Astrofísica . 83 (1–2): 38–51. Código bibliográfico : 1980A y A.... 83... 38C.
  3. ^ abc Elmegreen, DM; Elmegreen, BG; Frogel, JA; Eskridge, PB; Pogge, RW; Gallagher, A.; Iams, J. (2002). "Estructura del brazo en galaxias espirales anémicas". La Revista Astronómica . 124 (2): 777–781. arXiv : astro-ph/0205105 . Código Bib : 2002AJ....124..777E. doi :10.1086/341613.
  4. ^ Bergh, S. (1991). "¿Qué son las galaxias anémicas?". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 103 : 390–391. Código Bib : 1991PASP..103..390V. doi : 10.1086/132832 .
  5. ^ Fumagalli, M.; Krumholz, señor; Prochaska, JX; Gavazzi, G.; Boselli, A. (2009). "Deficiencia de hidrógeno molecular en galaxias pobres en H I y sus implicaciones para la formación de estrellas". La revista astrofísica . 697 (2): 1811–1821. arXiv : 0903.3950 . Código bibliográfico : 2009ApJ...697.1811F. doi :10.1088/0004-637X/697/2/1811.
  6. ^ Davidge, TJ; Connachie, AW; Fardal, MA; Fliri, J.; Valls-Gabaud, D.; Chapman, Carolina del Sur; Lewis, GF; Rico, RM (2012). "La arqueología estelar reciente de M31: la galaxia de disco rojo más cercana". La revista astrofísica . 751 (1): 74. arXiv : 1203.6081 . Código Bib : 2012ApJ...751...74D. doi :10.1088/0004-637X/751/1/74. artículo 74.
  7. ^ Schommer, RA; Bothun, GD (1983). "Galaxias muy rojas, pero muy ricas". La Revista Astronómica . 88 : 577–582. Código bibliográfico : 1983AJ.....88..577S. doi : 10.1086/113346 .
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  15. ^ Cuervo, HH; Kenney, JDP (2008). "Las poblaciones estelares de galaxias espirales desnudas en el cúmulo de Virgo". La Revista Astronómica . 136 (4): 1623-1644. arXiv : 0807.3747 . Código bibliográfico : 2008AJ....136.1623C. doi :10.1088/0004-6256/136/4/1623.
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