Galaxia satélite

Galaxia que orbita una galaxia más grande debido a la atracción gravitatoria

Galaxias satélites de la Vía Láctea

Una galaxia satélite es una galaxia compañera más pequeña que viaja en órbitas ligadas dentro del potencial gravitacional de una galaxia anfitriona más masiva y luminosa (también conocida como galaxia primaria). ^[1] Las galaxias satélite y sus constituyentes están ligados a su galaxia anfitriona, de la misma manera que los planetas dentro del Sistema Solar están ligados gravitacionalmente al Sol . ^[2] Si bien la mayoría de las galaxias satélite son galaxias enanas , las galaxias satélite de grandes cúmulos de galaxias pueden ser mucho más masivas. ^[3] La Vía Láctea está orbitada por alrededor de cincuenta galaxias satélite, la más grande de las cuales es la Gran Nube de Magallanes .

Además, las galaxias satélite no son los únicos objetos astronómicos que están ligados gravitacionalmente a galaxias anfitrionas más grandes (ver cúmulos globulares ). Por esta razón, los astrónomos han definido las galaxias como colecciones de estrellas ligadas gravitacionalmente que exhiben propiedades que no pueden explicarse mediante una combinación de materia bariónica (es decir, materia ordinaria ) y las leyes de gravedad de Newton . ^[4] Por ejemplo, las mediciones de la velocidad orbital de las estrellas y el gas dentro de las galaxias espirales dan como resultado una curva de velocidad que se desvía significativamente de la predicción teórica. Esta observación ha motivado varias explicaciones como la teoría de la materia oscura y modificaciones a la dinámica newtoniana . ^[1] Por lo tanto, a pesar de ser también satélites de galaxias anfitrionas, los cúmulos globulares no deben confundirse con galaxias satélite. Las galaxias satélite no solo son más extendidas y difusas en comparación con los cúmulos globulares, sino que también están envueltas en halos masivos de materia oscura que se cree que les fueron otorgados durante el proceso de formación. ^[5]

Las galaxias satélite generalmente llevan vidas tumultuosas debido a sus interacciones caóticas tanto con la galaxia anfitriona más grande como con otros satélites. Por ejemplo, la galaxia anfitriona es capaz de perturbar a los satélites en órbita a través de la presión de marea y de ariete . Estos efectos ambientales pueden eliminar grandes cantidades de gas frío de los satélites (es decir, el combustible para la formación de estrellas ), y esto puede provocar que los satélites se vuelvan inactivos en el sentido de que han dejado de formar estrellas. ^[6] Además, los satélites también pueden colisionar con su galaxia anfitriona, lo que resulta en una fusión menor (es decir, un evento de fusión entre galaxias de masas significativamente diferentes). Por otro lado, los satélites también pueden fusionarse entre sí, lo que resulta en una fusión mayor (es decir, un evento de fusión entre galaxias de masas comparables). Las galaxias se componen principalmente de espacio vacío, gas interestelar y polvo , y por lo tanto, las fusiones de galaxias no implican necesariamente colisiones entre objetos de una galaxia y objetos de la otra, sin embargo, estos eventos generalmente resultan en galaxias mucho más masivas. En consecuencia, los astrónomos buscan limitar la velocidad a la que ocurren fusiones menores y mayores para comprender mejor la formación de estructuras gigantescas de conglomerados de galaxias ligadas gravitacionalmente, como grupos y cúmulos galácticos . ^{[7] [8]}

Historia

Principios del siglo XX

Antes del siglo XX, la idea de que existían galaxias más allá de la Vía Láctea no estaba bien establecida. De hecho, la idea fue tan controvertida en su momento que condujo a lo que ahora se anuncia como el " Gran Debate Shapley-Curtis ", acertadamente llamado así en honor a los astrónomos Harlow Shapley y Heber Doust Curtis , que debatieron sobre la naturaleza de las "nebulosas" y el tamaño de la Vía Láctea en la Academia Nacional de Ciencias el 26 de abril de 1920. Shapley argumentó que la Vía Láctea era el universo entero (que abarcaba más de 100.000 años luz o 30 kiloparsec de diámetro) y que todas las "nebulosas" observadas (actualmente conocidas como galaxias) residían dentro de esta región. Por otro lado, Curtis argumentó que la Vía Láctea era mucho más pequeña y que las nebulosas observadas eran, de hecho, galaxias similares a la Vía Láctea. ^[9] Este debate no se resolvió hasta finales de 1923, cuando el astrónomo Edwin Hubble midió la distancia a M31 (actualmente conocida como galaxia de Andrómeda) utilizando estrellas variables cefeidas . Al medir el período de estas estrellas, Hubble pudo estimar su luminosidad intrínseca y, al combinar esto con su magnitud aparente medida , estimó una distancia de 300 kpc, que era un orden de magnitud mayor que el tamaño estimado del universo realizado por Shapley. Esta medición verificó que no solo el universo era mucho más grande de lo esperado anteriormente, sino que también demostró que las nebulosas observadas eran en realidad galaxias distantes con una amplia gama de morfologías (véase la secuencia de Hubble ). ^[9]

Tiempos modernos

A pesar del descubrimiento de Hubble de que el universo estaba repleto de galaxias, la mayoría de las galaxias satélite de la Vía Láctea y del Grupo Local permanecieron sin detectar hasta la llegada de los estudios astronómicos modernos , como el Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) y el Dark Energy Survey ( DES ). ^{[10] [11]} En particular, actualmente se sabe que la Vía Láctea alberga 59 galaxias satélite (véase galaxias satélite de la Vía Láctea ), sin embargo, dos de estos satélites, conocidos como la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes, han sido observables en el hemisferio sur a simple vista desde la antigüedad. Sin embargo, las teorías cosmológicas modernas de formación y evolución de galaxias predicen un número mucho mayor de galaxias satélite de lo que se observa (véase el problema de los satélites faltantes ). ^{[12] [13]} Sin embargo, simulaciones de alta resolución más recientes han demostrado que el número actual de satélites observados no supone una amenaza para la teoría predominante de la formación de galaxias. ^{[14] [15]}

Animación que ilustra la historia de los descubrimientos de galaxias satélite de la Vía Láctea durante los últimos 100 años. Las galaxias satélite clásicas están en azul (etiquetadas con sus nombres), los descubrimientos del SDSS están en rojo y los descubrimientos más recientes (en su mayoría con DES ) están en verde.

Motivaciones para estudiar las galaxias satélite

Las observaciones espectroscópicas , fotométricas y cinemáticas de galaxias satélite han proporcionado una gran cantidad de información que se ha utilizado para estudiar, entre otras cosas, la formación y evolución de las galaxias , los efectos ambientales que aumentan y disminuyen la tasa de formación de estrellas dentro de las galaxias y la distribución de materia oscura dentro del halo de materia oscura. Como resultado, las galaxias satélite sirven como campo de pruebas para las predicciones realizadas por los modelos cosmológicos . ^{[14] [16] [17]}

Clasificación de las galaxias satélite

Como se mencionó anteriormente, las galaxias satélite generalmente se clasifican como galaxias enanas y, por lo tanto, siguen un esquema de clasificación de Hubble similar al de su anfitrión, con la pequeña adición de una "d" minúscula delante de los diversos tipos estándar para designar el estado de galaxia enana. Estos tipos incluyen enanas irregulares (dI), enanas esferoidales (dSph), enanas elípticas (dE) y enanas espirales (dS). Sin embargo, de todos estos tipos, se cree que las espirales enanas no son satélites, sino más bien galaxias enanas que solo se encuentran en el campo. ^[18]

Galaxias satélite irregulares enanas

Las galaxias satélite irregulares enanas se caracterizan por su apariencia caótica y asimétrica, bajas fracciones de gas, alta tasa de formación de estrellas y baja metalicidad . ^[19] Tres de los satélites irregulares enanos más cercanos de la Vía Láctea incluyen la Pequeña Nube de Magallanes, la Galaxia Enana de Canis Major y la recién descubierta Antlia 2 .

La Gran Nube de Magallanes , la galaxia satélite más grande de la Vía Láctea y la cuarta más grande del Grupo Local , también se clasifica como un tipo de transición entre una galaxia espiral enana y una galaxia irregular enana.

Galaxias satélite elípticas enanas

Las galaxias satélite elípticas enanas se caracterizan por su apariencia ovalada en el cielo, el movimiento desordenado de las estrellas que las componen, una metalicidad moderada a baja, fracciones bajas de gas y una población estelar antigua. Las galaxias satélite elípticas enanas del Grupo Local incluyen NGC 147 , NGC 185 y NGC 205 , que son satélites de nuestra galaxia vecina, Andrómeda. ^{[19] [20]}

Galaxias satélites esferoidales enanas

Las galaxias satélite esferoidales enanas se caracterizan por su apariencia difusa, bajo brillo superficial , alta relación masa-luz (es decir, dominada por materia oscura), baja metalicidad, bajas fracciones de gas y población estelar antigua. ^[1] Además, las galaxias satélite esferoidales enanas conforman la población más grande conocida de galaxias satélite de la Vía Láctea. Algunos de estos satélites incluyen Hércules , Piscis II y Leo IV , que reciben su nombre de la constelación en la que se encuentran. ^[19]

Tipos de transición

Como resultado de fusiones menores y efectos ambientales, algunas galaxias enanas se clasifican como galaxias satélite de tipo intermedio o de transición. Por ejemplo, Phoenix y LGS3 se clasifican como tipos intermedios que parecen estar en transición de enanas irregulares a enanas esferoidales. Además, se considera que la Gran Nube de Magallanes está en proceso de transición de una espiral enana a una enana irregular. ^[19]

Formación de galaxias satélite

Según el modelo estándar de cosmología (conocido como el modelo ΛCDM ), la formación de galaxias satélite está intrincadamente conectada con la estructura a gran escala observada del Universo. Específicamente, el modelo ΛCDM se basa en la premisa de que la estructura a gran escala observada es el resultado de un proceso jerárquico de abajo hacia arriba que comenzó después de la época de recombinación en la que se formaron átomos de hidrógeno eléctricamente neutros como resultado de la unión de electrones y protones libres . A medida que aumentó la relación entre hidrógeno neutro y protones y electrones libres, también lo hicieron las fluctuaciones en la densidad de materia bariónica. Estas fluctuaciones crecieron rápidamente hasta el punto de que se volvieron comparables a las fluctuaciones de densidad de materia oscura . Además, las fluctuaciones de masa más pequeñas crecieron hasta la no linealidad , se virializaron (es decir, alcanzaron el equilibrio gravitacional) y luego se agruparon jerárquicamente dentro de sistemas ligados sucesivamente más grandes. ^[21]

El gas dentro de estos sistemas ligados se condensó y se enfrió rápidamente en halos de materia oscura fría que aumentaron de tamaño de manera constante al fusionarse y acumular gas adicional a través de un proceso conocido como acreción . Los objetos ligados más grandes formados a partir de este proceso se conocen como supercúmulos , como el supercúmulo de Virgo , que contiene cúmulos más pequeños de galaxias que están rodeados por galaxias enanas aún más pequeñas . Además, en este modelo, las galaxias enanas se consideran los bloques de construcción fundamentales que dan lugar a galaxias más masivas, y los satélites que se observan alrededor de estas galaxias son las enanas que aún no han sido consumidas por su anfitrión. ^[22]

Acumulación de masa en halos de materia oscura

Un método rudimentario pero útil para determinar cómo los halos de materia oscura ganan masa progresivamente a través de fusiones de halos menos masivos se puede explicar utilizando el formalismo de conjuntos de excursión, también conocido como el formalismo extendido de Press-Schechter (EPS). ^[23] Entre otras cosas, el formalismo EPS se puede utilizar para inferir la fracción de masa que se originó a partir de objetos colapsados ​​de una masa específica en un momento anterior aplicando las estadísticas de los paseos aleatorios markovianos a las trayectorias de los elementos de masa en el espacio, donde y representan la varianza de masa y la sobredensidad, respectivamente. ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ ${\displaystyle (S,\delta )}$ ${\textstyle S=\sigma ^{2}(M)}$ ${\displaystyle \delta ={\rho (x)-{\bar {\rho }} \over {\bar {\rho }}}}$

En particular, el formalismo EPS se basa en el ansatz que establece que "la fracción de trayectorias con un primer cruce ascendente de la barrera en es igual a la fracción de masa en el tiempo que se incorpora en halos con masas ". ^[24] En consecuencia, este ansatz asegura que cada trayectoria cruzará hacia arriba la barrera dado un valor arbitrariamente grande y, como resultado, garantiza que cada elemento de masa finalmente se convertirá en parte de un halo. ^[24] ${\textstyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$ ${\textstyle S>S_{1}=\sigma ^{2}(M_{1})}$ ${\displaystyle t}$ ${\textstyle M<M_{1}}$ ${\displaystyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$ ${\displaystyle S}$

Además, la fracción de masa que se originó a partir de objetos colapsados ​​de una masa específica en un momento anterior se puede utilizar para determinar el número promedio de progenitores en el momento dentro del intervalo de masa que se han fusionado para producir un halo de en el momento . Esto se logra considerando una región esférica de masa con una varianza de masa correspondiente y una sobredensidad lineal , donde es la tasa de crecimiento lineal que se normaliza a la unidad en el tiempo y es la sobredensidad crítica en la que la región esférica inicial ha colapsado para formar un objeto virializado . ^[24] Matemáticamente, la función de masa del progenitor se expresa como: donde y es la función de multiplicidad de Press-Schechter que describe la fracción de masa asociada con halos en un rango . ^[24] ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ ${\displaystyle t_{1}}$ ${\textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1})}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\displaystyle t_{2}}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M_{2})}$ ${\textstyle \delta _{2}=\delta _{c}(t_{2})={\delta _{c} \over D(t_{2})}}$ ${\textstyle D(t_{2})}$ ${\textstyle t_{2}}$ ${\textstyle \delta _{c}}$ $${\displaystyle N(M_{1},t_{1}|M_{2},t_{2})\operatorname {dM_{1}} ={\frac {M_{2}}{M_{1}}}f_{PS}(\nu _{12}){\Bigg |}{\operatorname {d} \ln(\nu _{12}) \over \operatorname {d} \ln(M_{1})}{\Bigg |}\operatorname {dM_{1}} }$$ ${\textstyle \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \over {\sqrt {S_{1}-S_{2}}}}}$ ${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})}$ ${\textstyle \ln(\nu _{12})}$

Varias comparaciones de la función de masa del progenitor con simulaciones numéricas han concluido que se obtiene un buen acuerdo entre la teoría y la simulación solo cuando es pequeño, de lo contrario, la fracción de masa en progenitores de alta masa se subestima significativamente, lo que se puede atribuir a suposiciones crudas como asumir un modelo de colapso perfectamente esférico y usar un campo de densidad lineal en lugar de un campo de densidad no lineal para caracterizar las estructuras colapsadas. ^{[25] [26]} Sin embargo, la utilidad del formalismo EPS es que proporciona un enfoque computacionalmente amigable para determinar las propiedades de los halos de materia oscura. ${\displaystyle \Delta t=t_{2}-t_{1}}$

Tasa de fusión de Halo

Otra utilidad del formalismo EPS es que se puede utilizar para determinar la velocidad a la que un halo de masa inicial M se fusiona con un halo con masa entre M y M+ΔM. ^[24] Esta velocidad está dada por

$${\displaystyle {\mathcal {P}}(\Delta M|M,t)\operatorname {d} \ln \Delta M\operatorname {d} \ln t={\frac {1}{\sqrt {2\pi }}}{\Bigg [}{\frac {S_{1}}{(S_{1}-S_{2})}}{\Bigg ]}^{3/2}\exp {\Bigg [}-{\frac {\delta _{c}^{2}(S_{1}-S_{2})}{2S_{1}S_{2}}}{\Bigg ]}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln \delta _{c}}{\operatorname {d} \ln t}}{\Bigg |}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln S_{2}}{\operatorname {d} \ln \Delta M}}{\Bigg |}{\frac {\delta _{c}}{\sqrt {S_{2}}}}\mathrm {d} \ln t\,\mathrm {d} \ln \Delta M}$$

donde , . En general, el cambio en masa, , es la suma de una multitud de fusiones menores. Sin embargo, dado un intervalo de tiempo infinitesimalmente pequeño, es razonable considerar que el cambio en masa se debe a un único evento de fusión en el que se producen transiciones a . ^[24] ${\textstyle S_{1}=\sigma ^{2}(M)}$ ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M+\Delta M)}$ ${\displaystyle \Delta M}$ ${\displaystyle \operatorname {dt} }$ ${\displaystyle M_{1}}$ ${\displaystyle M_{2}}$

Canibalismo galáctico (fusiones menores)

Los restos de una pequeña fusión se pueden observar en forma de una corriente estelar que cae sobre la galaxia NGC 5907 .

A lo largo de su vida, las galaxias satélite que orbitan en el halo de materia oscura experimentan fricción dinámica y, en consecuencia, descienden más profundamente en el potencial gravitatorio de su anfitrión como resultado de la desintegración orbital . A lo largo de este descenso, las estrellas en la región exterior del satélite son arrastradas constantemente debido a las fuerzas de marea de la galaxia anfitriona. Este proceso, que es un ejemplo de una fusión menor, continúa hasta que el satélite es completamente desorganizado y consumido por las galaxias anfitrionas. ^[27] La ​​evidencia de este proceso destructivo se puede observar en las corrientes de escombros estelares alrededor de galaxias distantes.

Tasa de desintegración orbital

A medida que los satélites orbitan alrededor de su anfitrión e interactúan entre sí, pierden progresivamente pequeñas cantidades de energía cinética y momento angular debido a la fricción dinámica. En consecuencia, la distancia entre el anfitrión y el satélite disminuye progresivamente para conservar el momento angular. Este proceso continúa hasta que el satélite finalmente se fusiona con la galaxia anfitriona. Además, si suponemos que el anfitrión es una esfera isotérmica singular (SIS) y el satélite es una SIS que está bruscamente truncada en el radio en el que comienza a acelerar hacia el anfitrión (conocido como el radio de Jacobi ), entonces el tiempo que tarda la fricción dinámica en dar lugar a una fusión menor se puede aproximar de la siguiente manera: donde es el radio inicial en , es la dispersión de velocidad de la galaxia anfitriona, es la dispersión de velocidad del satélite y es el logaritmo de Coulomb definido como con , y representando respectivamente el parámetro de impacto máximo , el radio de media masa y la velocidad relativa típica. Además, tanto el radio de media masa como la velocidad relativa típica se pueden reescribir en términos del radio y la dispersión de velocidad de modo que y . Utilizando la relación de Faber-Jackson , la dispersión de velocidad de los satélites y su anfitrión se puede estimar individualmente a partir de su luminosidad observada. Por lo tanto, utilizando la ecuación anterior es posible estimar el tiempo que tarda una galaxia satélite en ser consumida por la galaxia anfitriona. ^[27] ${\displaystyle t_{\mathrm {f} ric}}$ $${\displaystyle t_{\mathrm {fric} }={\frac {2.34}{\ln \Lambda }}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}^{2}}{\sigma _{\mathrm {s} }^{3}}}r_{\mathrm {i} }={\frac {2.7\ \mathrm {Gyr} }{\ln \Lambda }}{\frac {r_{\mathrm {i} }}{30\ \mathrm {kpc} }}{\bigg (}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}}{200\ \mathrm {km} \ \mathrm {s^{-1}} }}{\bigg )}^{2}{\bigg (}{\frac {100\mathrm {\ km\ s^{-1}} }{\sigma _{\mathrm {s} }}}{\bigg )}^{3}}$$ ${\textstyle r_{i}}$ ${\textstyle t=0}$ ${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle \sigma _{\mathrm {s} }}$ ${\displaystyle \ln \Lambda }$ ${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}}$ ${\textstyle b_{\max }}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$ ${\textstyle v_{\mathrm {typ} }^{2}}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }={\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$ ${\displaystyle {\frac {GM}{v_{\mathrm {typ} }^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} }^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r}$

Una fotografía de borde de la Galaxia de la Aguja (NGC 4565) que muestra los componentes de disco grueso y disco delgado observados en las galaxias satélite.

Formación de estrellas impulsada por fusiones menores

En 1978, un trabajo pionero que implicaba la medición de los colores de los remanentes de fusión por parte de los astrónomos Beatrice Tinsley y Richard Larson dio lugar a la noción de que las fusiones mejoran la formación de estrellas. Sus observaciones mostraron que un color azul anómalo estaba asociado con los remanentes de fusión. Antes de este descubrimiento, los astrónomos ya habían clasificado las estrellas (ver clasificaciones estelares ) y se sabía que las estrellas jóvenes y masivas eran más azules debido a que su luz irradiaba en longitudes de onda más cortas . Además, también se sabía que estas estrellas viven vidas cortas debido a su rápido consumo de combustible para permanecer en equilibrio hidrostático . Por lo tanto, la observación de que los remanentes de fusión estaban asociados con grandes poblaciones de estrellas jóvenes y masivas sugirió que las fusiones inducían una rápida formación de estrellas (ver galaxia con brotes de formación estelar ). ^[28] Desde que se hizo este descubrimiento, varias observaciones han verificado que las fusiones de hecho inducen una vigorosa formación de estrellas. ^[27] A pesar de que las fusiones mayores son mucho más efectivas para impulsar la formación de estrellas que las fusiones menores, se sabe que las fusiones menores son significativamente más comunes que las fusiones mayores, por lo que se postula que el efecto acumulativo de las fusiones menores a lo largo del tiempo cósmico también contribuye en gran medida al estallido de formación de estrellas. ^[29]

Fusiones menores y los orígenes de los componentes de discos gruesos

Las observaciones de galaxias de canto sugieren la presencia universal de un componente de disco delgado , un disco grueso y un halo en las galaxias. A pesar de la aparente ubicuidad de estos componentes, todavía hay investigaciones en curso para determinar si el disco grueso y el disco delgado son componentes verdaderamente distintos. ^[30] Sin embargo, se han propuesto muchas teorías para explicar el origen del componente de disco grueso, y entre estas teorías hay una que involucra fusiones menores. En particular, se especula que el componente de disco delgado preexistente de una galaxia anfitriona se calienta durante una fusión menor y, en consecuencia, el disco delgado se expande para formar un componente de disco más grueso. ^[31]

Véase también

• Galaxia enana
• Galaxia esferoidal enana
• Galaxia elíptica enana
• Fusión de galaxias
• Desintegración orbital
• Despojo por mareas
• Secuencia de Hubble
• Galaxia con estallido de estrellas
• Marea galáctica
• Galaxia interactuando
• Galaxias satélites de la Vía Láctea
• Galaxias satélite de Andrómeda
• Presión del ariete

Referencias

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