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Galaxia lenticular

La Galaxia del Huso (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. Sin embargo, hay poco o nada de gas, por lo que se las considera deficientes en materia interestelar .

Una galaxia lenticular (denotada como S0) es un tipo de galaxia intermedia entre una elíptica (denotada como 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 agotado 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 una cantidad significativa de polvo en sus discos. Como resultado, consisten principalmente en 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 una galaxia S0, se puede apreciar la dificultad de diferenciar entre galaxias 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, determinado principalmente por la naturaleza de los brazos espirales.
Porcentaje de galaxias con una determinada relación de ejes (menor/mayor) para una muestra de galaxias lenticulares y espirales. El recuadro es una representación visual del perfil de cualquiera de ellas en las relaciones de ejes menor (b) a mayor (a) especificadas. [4]

Las galaxias lenticulares son únicas en el sentido de que tienen un componente de disco visible, así como un componente de bulbo prominente. Tienen proporciones de bulbo 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] Este predominio del bulbo se puede ver en la distribución de la relación de ejes (es decir, la relación entre el eje menor y el mayor observados de una galaxia de disco) de una muestra de galaxias lenticulares. La distribución para las galaxias lenticulares aumenta de manera constante en el rango de 0,25 a 0,85, mientras que la distribución para las espirales es esencialmente plana en ese mismo rango. [5] Las proporciones axiales más grandes se pueden explicar observando galaxias de disco de frente o teniendo una muestra de galaxias esferoidales (dominadas por el bulbo). Imagine mirar dos galaxias de disco de canto, una con un bulbo y otra sin él. La galaxia con un bulbo prominente tendrá una relación axial de borde mayor en comparación con la galaxia sin bulbo según la definición de relación axial. Por lo 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 galaxias lenticulares están dominadas por un componente de bulbo central. [4]

Las galaxias lenticulares suelen considerarse 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 es resultado de que las galaxias lenticulares tienen componentes prominentes de disco y bulbo. El componente de disco generalmente no tiene rasgos distintivos, lo que impide un sistema de clasificación similar al de las galaxias espirales. Como el componente de bulbo suele ser esférico, las clasificaciones de galaxias elípticas tampoco son adecuadas. Por lo 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 subscritos indican la cantidad de absorción de polvo en el componente de disco; las clases correspondientes para las galaxias lenticulares con una barra central son SB0 1 , SB0 2 y SB0 3 . [4]

Descomposición sérica

Los perfiles de brillo superficial de las galaxias lenticulares están bien descritos por la suma de un modelo Sérsic para el componente esferoidal más un modelo exponencialmente decreciente (índice 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 superficial de las galaxias lenticulares en ~ 4 longitudes de escala del disco. [7] Estas características son consistentes con la estructura general de las galaxias espirales. Sin embargo, el componente de bulbo 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 (índice Sérsic que normalmente varía de n = 1 a 4) [8] [9] que el componente del disco. Las muestras de galaxias lenticulares se pueden distinguir de la población de galaxias elípticas sin disco (excluyendo los discos nucleares pequeños) a través del análisis de sus perfiles de brillo superficial. [10]

Verja

Al igual que las galaxias espirales, las galaxias lenticulares pueden poseer una estructura de barra central. Mientras que el sistema de clasificación para las galaxias lenticulares normales depende del contenido de polvo, las galaxias lenticulares barradas se clasifican por la prominencia de la barra central. Las galaxias SB0 1 tienen la estructura de barra menos definida y solo se clasifican como aquellas que tienen un brillo superficial ligeramente mejorado a lo largo de los lados opuestos del bulbo central. La prominencia de la barra aumenta con el número de índice, por lo que las galaxias SB0 3 , como 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 observadas entre las galaxias lenticulares. Desafortunadamente, las propiedades de las barras en las galaxias lenticulares no se han investigado en gran detalle. Comprender estas propiedades, así como comprender el mecanismo de formación de las barras, ayudaría a aclarar la historia de la formación o evolución de las galaxias lenticulares. [7]

Galaxias lenticulares barradas según clasificación

Protuberancias en forma de caja

NGC 1375 y NGC 1175 son ejemplos de galaxias lenticulares que tienen protuberancias en forma de caja. Se clasifican como SB0 pec. Las protuberancias en forma de caja se observan en galaxias vistas de canto, en su mayoría espirales, pero rara vez lenticulares. [11]

Contenido

Imagen del Hubble de ESO 381-12 [12]

En muchos aspectos, la composición de las galaxias lenticulares es similar a la de las elípticas . Por ejemplo, ambas consisten predominantemente en estrellas más viejas, y por lo tanto más rojas. Se cree que todas sus estrellas tienen más de mil millones de años, de acuerdo con su desviación de la relación de Tully-Fisher (ver más abajo). Además de estos atributos estelares generales, los cúmulos globulares se encuentran con mayor frecuencia en las galaxias lenticulares que en las 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 21 cm. Finalmente, a diferencia de las elípticas, aún pueden poseer una cantidad significativa de polvo. [4]

Cinemática

Dificultades y técnicas de medición

NGC 4866 es una galaxia lenticular ubicada en la constelación de Virgo. [13]

Las galaxias lenticulares comparten propiedades cinemáticas con las galaxias espirales y elípticas. [14] Esto se debe a la naturaleza significativa de bulbo y disco de las lenticulares. El componente de bulbo es similar a las galaxias elípticas en que es presión sostenida por una dispersión de velocidad central . Esta situación es análoga a 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 sostenido 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 lo tanto, la cinemática se usa a menudo para distinguir las galaxias lenticulares de las galaxias elípticas. Determinar la distinción entre galaxias elípticas y galaxias lenticulares a menudo se basa en las mediciones de dispersión de velocidad (σ), velocidad rotacional (v) y elipticidad (ε). [14] Para diferenciar entre galaxias 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. [14] La motivación detrás de este criterio es que las galaxias lenticulares tienen componentes prominentes de bulbo y disco, mientras que las galaxias elípticas no tienen estructura de disco. Por lo tanto, las galaxias lenticulares tienen relaciones v/σ mucho mayores que las elípticas debido a sus velocidades de rotación no despreciables (debido al componente de disco), además de no tener un componente de bulbo 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 que 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 alta relación v/σ en radios intermedios que luego cae a una relación baja en radios grandes. [15] [16]

La cinemática de las galaxias de disco suele estar determinada por líneas de emisión de 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 cantidad de dificultad para derivar velocidades de rotación precisas para las galaxias lenticulares. Esto es un efecto combinado de las lenticulares que tienen mediciones de inclinación difíciles, los efectos de proyección en la región de interfaz del bulbo-disco y los movimientos aleatorios de las estrellas que afectan las velocidades de rotación reales. [17] Estos efectos hacen que las mediciones cinemáticas de las galaxias lenticulares sean considerablemente más difíciles en comparación con las galaxias de disco normales.

Desplazamiento de la relación Tully-Fisher

Este gráfico ilustra la relación de Tully-Fisher para una muestra de galaxia espiral (negra) así como para una muestra de galaxia lenticular (azul). [18] Se puede ver cómo la línea de mejor ajuste para galaxias espirales difiere de la línea de mejor ajuste para galaxias lenticulares. [19]

La conexión cinemática entre las galaxias espirales y lenticulares es más clara cuando se analiza la relación de Tully-Fisher para muestras espirales y lenticulares. Si las galaxias lenticulares son una etapa evolucionada de las galaxias espirales, entonces deberían tener una relación de Tully-Fisher similar con las espirales, pero con un desplazamiento en el eje de luminosidad/magnitud absoluta. Esto resultaría de estrellas más brillantes y rojas que dominarían 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 galaxias espirales y la galaxia lenticular tienen la misma pendiente (y por lo tanto siguen la misma relación de Tully-Fisher), pero están desplazadas 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, en cierta medida, un modo de formación de galaxias . Su apariencia en forma de disco, posiblemente polvorienta, sugiere que provienen de galaxias espirales desvanecidas , cuyas características de los brazos desaparecieron. Sin embargo, algunas galaxias lenticulares son más luminosas que las galaxias espirales, lo que sugiere que no son simplemente los restos desvanecidos de las galaxias espirales. Las galaxias lenticulares podrían resultar de una fusión de galaxias , que aumenta la masa estelar total y podría dar a la galaxia recién fusionada una apariencia en forma de disco, sin brazos. [7] Alternativamente, se ha propuesto [20] que hicieron crecer sus discos a través de eventos de acreción (gas y fusión menor). Anteriormente se había sugerido que la evolución de las galaxias lenticulares luminosas puede estar estrechamente relacionada con la de las galaxias elípticas, mientras que las lenticulares más débiles pueden estar más estrechamente asociadas con las galaxias espirales despojadas de presión dinámica, [21] aunque este último escenario de acoso galáctico ha sido cuestionado desde entonces debido a la existencia [22] de galaxias lenticulares extremadamente aisladas y de baja luminosidad como LEDA 2108986 .

Espirales descoloridas

La ausencia de gas, la presencia de polvo, la falta de formación estelar reciente y el apoyo rotacional son atributos que uno podría esperar de una galaxia espiral que hubiera usado 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. [23] Moore et al. también documentan que el acoso de mareas (los efectos gravitacionales de otras galaxias cercanas) podría ayudar a este proceso en regiones densas. [24] Sin embargo, el apoyo más claro para esta teoría es su adhesión a la versión ligeramente modificada de la relación de Tully-Fisher, discutida 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 elípticas 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. [25]

Fusiones

Messier 85 es una galaxia fusionada.

Los análisis de Burstein [26] y Sandage [27] 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 mayor relación bulbo-disco que las galaxias espirales y esto puede ser inconsistente con el simple desvanecimiento de una espiral. [28] [29] Si las galaxias S0 se formaron por fusiones de otras espirales, estas observaciones serían adecuadas y también explicarían la mayor frecuencia de cúmulos globulares. Sin embargo, debe mencionarse que los modelos avanzados del bulbo central que incluyen tanto un perfil general de Sersic como una barra indican un bulbo más pequeño, [30] y, por lo tanto, una inconsistencia menor. Las fusiones tampoco pueden explicar el desfase de la relación Tully-Fisher sin asumir que las galaxias fusionadas eran bastante diferentes de las que vemos hoy.

Crecimiento del disco por acreción

La creación de discos en, al menos algunas, galaxias lenticulares a través de la acreción de gas y galaxias pequeñas, alrededor de una estructura esferoidal preexistente fue sugerida por primera vez como una explicación para hacer coincidir las galaxias masivas compactas de forma esferoidal de alto corrimiento al rojo con los bulbos masivos igualmente compactos observados en las galaxias lenticulares masivas cercanas. [31] En un escenario de "reducción de tamaño", las galaxias lenticulares más grandes pueden haberse construido primero - en un universo más joven cuando había más gas disponible - y las galaxias de menor masa pueden haber sido más lentas en atraer su material de construcción del disco, como en el caso de la galaxia aislada de tipo temprano LEDA 2108986. Dentro de los cúmulos de galaxias, la extracción por presión de ariete elimina el gas y evita la acreción de nuevo gas que podría ser capaz de promover el desarrollo del disco.

Ejemplos

Galería

Véase también

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Notas

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

Referencias

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