Una galaxia lenticular (denotada S0) es un tipo de galaxia intermedia entre una elíptica (denotada E) y una galaxia espiral en los esquemas de clasificación morfológica de galaxias . [1] Contiene un disco a gran escala pero no tiene brazos espirales a 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 una cantidad significativa de polvo en sus discos. Como resultado, consisten principalmente en estrellas envejecidas (como 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
Las galaxias lenticulares son únicas porque tienen un componente de disco visible así como un componente prominente de abultamiento. Tienen proporciones de protuberancia a disco mucho más altas que las espirales típicas y no tienen la estructura canónica de brazos en espiral de las galaxias de tipo tardío [nota 1] , pero pueden exhibir una barra central. [4] Este dominio de la protuberancia se puede ver en la distribución de la relación del eje (es decir, la relación entre el eje menor y mayor observado 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 se pueden explicar observando galaxias de disco cara a cara o teniendo una muestra de galaxias esferoidales (dominadas por protuberancias). Imagínese mirar dos galaxias de disco de canto, una con una protuberancia y otra sin protuberancias. La galaxia con una protuberancia prominente tendrá una relación axial de borde más grande en comparación con la galaxia sin una protuberancia según la definición de relación axial. Por lo tanto, una muestra de galaxias de disco con componentes esferoidales prominentes tendrá más galaxias en proporciones axiales mayores. El hecho de que la distribución de las galaxias lenticulares aumente con el aumento de la relación axial observada implica que las lenticulares están dominadas por un componente central de abultamiento. [4]
Las galaxias lenticulares a menudo se consideran un estado de transición poco entendido entre galaxias espirales y elípticas, lo que da como resultado su ubicación intermedia en la secuencia de Hubble . Esto se debe a que los lenticulares tienen componentes prominentes tanto de disco como de abultamiento. El componente del disco generalmente no tiene características, lo que excluye un sistema de clasificación similar a las galaxias espirales. Como el componente de abultamiento 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 subindicados indican la cantidad de polvo absorbido en el componente del disco; las clases correspondientes para lenticulares con barra central son SB0 1 , SB0 2 y SB0 3 . [4]
Descomposición sérsic
Los perfiles de brillo de la superficie de las galaxias lenticulares están bien descritos por la suma de un modelo de Sérsic para el componente esferoidal más un modelo en declive exponencial (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 a ~ 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 (índice de Sérsic que 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 discos nucleares pequeños) mediante el análisis de sus perfiles de brillo superficial. [10]
Barras
Como las galaxias espirales, las galaxias lenticulares pueden poseer una estructura de barra central. Mientras que el sistema de clasificación de 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 barras menos definida y solo se clasifican por tener un brillo superficial ligeramente mejorado a lo largo de los lados opuestos del abultamiento 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 la protuberancia 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]
Protuberancias en forma de caja
NGC 1375 y NGC 1175 son ejemplos de galaxias lenticulares que tienen los llamados bultos de forma cuadrada. Se clasifican como SB0 pec. Se ven protuberancias de forma cuadrada en las galaxias de borde, en su mayoría espirales, pero rara vez lenticulares.
Contenido
En muchos aspectos, la composición de las galaxias lenticulares es similar a la de las elípticas . Por ejemplo, ambos consisten en estrellas predominantemente más viejas, por lo tanto más rojas. Se cree que todas sus estrellas tienen más de mil millones de años, de acuerdo con su desplazamiento de la relación Tully-Fisher (ver más abajo). Además de estos atributos estelares generales, los cúmulos globulares se encuentran con más 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. Por último, a diferencia de las elípticas, es posible que aún posean una cantidad considerable de polvo. [4]
Cinemática
Dificultades y técnicas de medición
Las galaxias lenticulares comparten propiedades cinemáticas con las galaxias espirales y elípticas. [13] Esto se debe al abultamiento significativo y la naturaleza discal de los lenticulares. El componente de la protuberancia es similar a las galaxias elípticas en que se apoya en la presión mediante 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 bulto) están dominados por movimientos aleatorios. Sin embargo, la cinemática de las galaxias lenticulares está dominada por el disco con soporte rotacional. 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 galaxias lenticulares de galaxias elípticas. La determinación de la distinción entre galaxias elípticas y galaxias lenticulares a menudo se basa en las medidas 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 abultamiento y disco, mientras que las galaxias elípticas no tienen estructura de disco. Por lo tanto, las lenticulares tienen relaciones v / σ mucho más grandes que las elípticas debido a sus velocidades de rotación no despreciables (debido al componente del disco), además de no tener un componente abultado tan prominente en comparación con las galaxias elípticas. Sin embargo, este enfoque que usa una sola proporción para cada galaxia es problemático debido a la dependencia de la proporción v / σ del radio al 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 baja relación en radios grandes. [14] [15]
La cinemática de las galaxias de disco generalmente está determinada por Hα o líneas de emisión de 21 cm , que generalmente 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 de masa aproximadas para las galaxias lenticulares a menudo provienen de las líneas de absorción estelares, que son menos confiables que las mediciones de las líneas de emisión. También existe una considerable dificultad para derivar velocidades de rotación precisas para galaxias lenticulares. Este es un efecto combinado de lenticulares que tienen mediciones de inclinación difíciles, efectos de proyección en la región de la 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 las galaxias lenticulares sean considerablemente más difíciles en comparación con las galaxias de disco normales.
Compensación de la relación Tully-Fisher
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 Tully-Fisher similar con las espirales, pero con un desplazamiento en el eje luminosidad / magnitud absoluta. Esto resultaría 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 de 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 viejas estrellas rojas.
Teorías de la formación
La morfología y la cinemática de las galaxias lenticulares, cada una, hasta cierto punto, sugiere 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 los restos desvaídos de galaxias espirales. Las galaxias lenticulares pueden resultar de una fusión de galaxias , lo que aumenta la masa estelar total y podría dar a la galaxia recién fusionada una apariencia de disco y sin brazos. [7] Alternativamente, se ha propuesto [19] 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 podrían estar más estrechamente asociadas con las galaxias espirales despojadas por presión de ram, [20] aunque este último escenario de hostigamiento de galaxias ha sido 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 todos atributos que uno podría esperar de una galaxia espiral que había agotado 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 en espiral se disipara, la galaxia resultante sería similar a muchas lenticulares. [22] Moore et al. También documentan que el acoso de las mareas, los efectos gravitacionales de otras galaxias cercanas, podrían ayudar a este proceso en regiones densas. [23] El apoyo más claro para esta teoría, sin embargo, es su adhesión a una versión ligeramente modificada de la relación 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 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
Los análisis de Burstein [25] y Sandage [26] mostraron que las galaxias lenticulares típicamente tienen un brillo superficial mucho mayor que otras clases de espirales. También se cree que las galaxias lenticulares exhiben una mayor proporción de abultamiento a disco 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 adecuadas y también explicarían el aumento de la frecuencia de los cúmulos globulares. Debe mencionarse, sin embargo, que los modelos avanzados de la protuberancia central que incluyen tanto un perfil Sersic general como una barra indican una protuberancia más pequeña, [29] y por lo tanto una inconsistencia disminuida. Las fusiones tampoco pueden explicar el desplazamiento 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 se sugirió por primera vez como una explicación para hacer coincidir las galaxias masivas compactas de forma esferoidal de alto desplazamiento al rojo con las protuberancias masivas compactas observadas en galaxias lenticulares masivas cercanas. [30] 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 para atraer su material de construcción de discos, como en el caso de la galaxia aislada de tipo temprano LEDA 2108986 . Por supuesto, dentro de los cúmulos de galaxias, la extracción por presión extrae el gas y previene la acumulación de nuevo gas que podría ser capaz de promover el desarrollo del disco.
Ejemplos de
- Cartwheel Galaxy , galaxia lenticular a unos 500 millones de años luz de distancia en la constelación Sculptor
- NGC 2787 , una galaxia lenticular barrada
- NGC 4608 , una galaxia lenticular barrada a unos 56 millones de años luz de distancia en Virgo
Galería
NGC 1222 contiene tres regiones compactas. [31]
Imagen de PGC 83677 obtenida como parte de la Encuesta de conglomerados de coma . [32]
La galaxia lenticular NGC 5308 se encuentra a poco menos de 100 millones de años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor . [33]
NGC 4111 es una galaxia lenticular que se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia en la constelación de Canes Venatici . [34]
Mrk 820 es una galaxia lenticular clasificada como tipo S0 en el diapasón del Hubble. [35]
Messier 84 es una galaxia lenticular también conocida por sus supernovas. [36]
NGC 6861 es una galaxia lenticular descubierta en 1826 por el astrónomo escocés James Dunlop . [37]
Cartwheel Galaxy
Ver también
- Galaxia del huso : una clase de galaxia que tiene forma de cigarro y gira alrededor de su eje longitudinal.
Notas
- ↑ Las galaxias del lado izquierdo del esquema de clasificación de Hubble a veces se denominan "tipo temprano", mientras que las de la derecha son "tipo tardío".
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