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Cuatro de los siete miembros del grupo de galaxias HCG 16. [1]

Un grupo de galaxias [2] o grupo de galaxias [3] ( GrG [4] ) es una agregación de galaxias que comprende aproximadamente 50 o menos miembros unidos gravitacionalmente , cada uno al menos tan luminoso como la Vía Láctea (aproximadamente 10 10 veces la luminosidad de el sol ); las colecciones de galaxias más grandes que los grupos que se agrupan en agrupaciones de primer orden se denominan agrupaciones de galaxias . [5] Los grupos y cúmulos de galaxias pueden agruparse ellos mismos en supercúmulos de galaxias.

La galaxia Vía Láctea es parte de un grupo de galaxias llamado Grupo Local . [6]

Características [ editar ]

Los grupos de galaxias son los agregados más pequeños de galaxias. Por lo general, no contienen más de 50 galaxias con un diámetro de 1 a 2 megaparsecs (Mpc). [NB 1] Su masa es de aproximadamente 10 13 masas solares . La dispersión de velocidades para las galaxias individuales es de aproximadamente 150 km / s. Sin embargo, esta definición debe usarse solo como una guía, ya que los sistemas de galaxias más grandes y masivas a veces se clasifican como grupos de galaxias. [7]

Los grupos son las estructuras más comunes de galaxias en el universo, y comprenden al menos el 50% de las galaxias del universo local. Los grupos tienen un rango de masa entre los de las galaxias elípticas muy grandes y los cúmulos de galaxias. [8] En el universo local, aproximadamente la mitad de los grupos exhiben emisiones difusas de rayos X de sus medios intragrupos . Aquellos que emiten rayos X parecen tener como miembros galaxias de tipo temprano. Las emisiones difusas de rayos X provienen de zonas dentro del 10-50% interno del radio virial de los grupos, generalmente 50-500 kpc. [9]

Tipos [ editar ]

Hay varios subtipos de grupos.

Grupos compactos [ editar ]

Un grupo compacto consta de una pequeña cantidad de galaxias, típicamente alrededor de cinco, muy próximas y relativamente aisladas de otras galaxias y formaciones. [10] El primer grupo compacto que se descubrió fue el Quinteto de Stephan , encontrado en 1877. [11] El Quinteto de Stephan lleva el nombre de un grupo compacto de cuatro galaxias más una galaxia en primer plano no asociada. [10] El astrónomo Paul Hickson creó un catálogo de tales grupos en 1982, los Grupos Compactos de Hickson . [12]

Los grupos compactos de galaxias muestran fácilmente el efecto de la materia oscura , ya que la masa visible es mucho menor que la necesaria para mantener unidas gravitacionalmente las galaxias en un grupo unido. Los grupos de galaxias compactas tampoco son dinámicamente estables durante el tiempo de Hubble , lo que demuestra que las galaxias evolucionan por fusión, en la escala de tiempo de la edad del universo. [10]

Grupos de fósiles [ editar ]

Se cree que los grupos de galaxias fósiles, los grupos de fósiles o los cúmulos de fósiles son el resultado final de la fusión de galaxias dentro de un grupo de galaxias normal, dejando atrás el halo de rayos X del grupo progenitor. Las galaxias dentro de un grupo interactúan y se fusionan. El proceso físico detrás de esta fusión galaxia-galaxia es la fricción dinámica . Las escalas de tiempo para la fricción dinámica en las galaxias luminosas (o L *) sugieren que los grupos fósiles son sistemas antiguos y no perturbados que han visto poca caída de galaxias L * desde su colapso inicial. Los grupos fósiles son, por tanto, un laboratorio importante para estudiar la formación y evolución de las galaxias y el medio intragrupo en un sistema aislado. Los grupos fósiles todavía pueden contener galaxias enanas no fusionadas, pero los miembros más masivos del grupo se han condensado en la galaxia central. [9] [10] Esta hipótesis está respaldada por estudios de simulaciones por computadora de volúmenes cosmológicos. [13]

El grupo fósil más cercano a la Vía Láctea es NGC 6482 , una galaxia elíptica a una distancia de aproximadamente 180 millones de años luz ubicada en la constelación de Hércules . [14]

Proto-grupos [ editar ]

Los proto-grupos son grupos que están en proceso de formación. Son la forma más pequeña de protoglúmulos. [15] Estos contienen galaxias y protogalaxias incrustadas en halos de materia oscura que están en proceso de fusionarse en formaciones grupales de halos singulares de materia oscura. [dieciséis]

Lista [ editar ]

Artículo principal: Lista de grupos y cúmulos de galaxias
Grupos notables
GrupoNotas
Grupo localEl grupo donde se encuentra la Vía Láctea , incluida la Tierra .
Quinteto de StephanUno de los grupos más fotogénicos
Cuarteto de RobertOtro grupo muy notable
Grupo BulletEl grupo fusionado exhibe separación de materia oscura de materia normal.
Esto enumera algunos de los grupos más notables; para ver más grupos, consulte el artículo de la lista.

Ver también [ editar ]

  • Proyecto Illustris

Notas [ editar ]

  1. ^ ver 10 22 m para comparaciones de distancias

Referencias [ editar ]

  1. ^ "Hubble ve un cuarteto cósmico extraño" . Consultado el 19 de junio de 2015 .
  2. ^ Bärbel Koribalski (2004). "El grupo Galaxy NGC 6221/15" .
  3. ^ Hartmut Frommert y Christine Kronberg. "Grupos y cúmulos de galaxias con objetos Messier" . SEDS.
  4. ^ "Clasificación de objetos en SIMBAD" . SIMBAD . Noviembre de 2013.
  5. ^ Sparke, LS y Gallagher, JS (2007). Galaxias en el universo: una introducción (2ª ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 278. ISBN 9780521671866.
  6. ^ Mike Irwin. "El grupo local" . Consultado el 7 de noviembre de 2009 .
  7. ^ Departamento de física de UTK "Grupos de galaxias" . Universidad de Tennessee, Knoville . Consultado el 27 de septiembre de 2012 .
  8. ^ Muñoz, RP; Motta, V .; Verdugo, T .; Garrido, F .; et al. (11 de diciembre de 2012). "Análisis dinámico de grupos de galaxias de lentes fuertes en corrimiento al rojo intermedio". Astronomy & Astrophysics (publicado en abril de 2013). 552 : 18. arXiv : 1212.2624 . Código Bib : 2013A & A ... 552A..80M . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201118513 . S2CID 17865754 . A80. 
  9. ↑ a b Mulchaey, John S. (22 de septiembre de 2000). "Propiedades de rayos X de grupos de galaxias" . Revisión anual de astronomía y astrofísica (publicada en 2000). 38 : 289–335. arXiv : astro-ph / 0009379 . Código bibliográfico : 2000ARA & A..38..289M . doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.289 . S2CID 1427929 . 
  10. ↑ a b c d Paul Hickson (1997). "Grupos compactos de galaxias" . Revista anual de astronomía y astrofísica . 35 : 357–388. arXiv : astro-ph / 9710289 . Código bibliográfico : 1997ARA & A..35..357H . doi : 10.1146 / annurev.astro.35.1.357 . S2CID 18870169 . 
  11. ^ M. Stephan (abril de 1877). "Nebulæ (nuevo) descubierto y observado en el observatorio de Marsella, 1876 y 1877, M. Stephan" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 37 (6): 334. Bibcode : 1877MNRAS..37..334S . doi : 10.1093 / mnras / 37.6.334 .
  12. ^ Hickson, Paul (abril de 1982). "Propiedades sistemáticas de grupos compactos de galaxias". Revista astrofísica, parte 1 . 255 : 382–391. Código bibliográfico : 1982ApJ ... 255..382H . doi : 10.1086 / 159838 .
  13. ^ Dependencia de la concentración de halo en la masa, el corrimiento al rojo y la fósilidad en simulaciones hidrodinámicas de Magneticum
  14. ^ Un antiguo grupo de galaxias: observaciones de rayos X de Chandra del grupo fósil cercano NGC 6482
  15. ^ Yujin Yang (2008). Prueba de ambos modos de formación de galaxias: una mirada más cercana a las fusiones de galaxias y la acumulación de gas . Universidad de Arizona . pag. 205. ISBN 9780549692300.
  16. ^ C. Diener; SJ Lilly; C. Knobel; G. Zamorani; et al. (9 de octubre de 2012). "Proto-grupos en 1.8 <z <3 en la muestra profunda de zCOSMOS". The Astrophysical Journal (publicado en marzo de 2013). 765 (2): 11. arXiv : 1210.2723 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 765..109D . doi : 10.1088 / 0004-637X / 765/2/109 . S2CID 17700696 . 109. CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )