Galaxia lenticular

Una galaxia lenticular (indicada como S0) es un tipo de galaxia intermedia entre una elíptica (indicada como E) y una galaxia espiral en los esquemas de clasificación morfológica de galaxias. Contiene un disco a gran escala pero no tiene brazos espirales a 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. 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 evolucionan 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.

Morfología y estructura

Clasificación

Las galaxias lenticulares son únicas porque tienen un componente de disco visible, así como un componente de protuberancia prominente. Tienen proporciones de protuberancia a disco mucho más altas que las espirales típicas y no tienen la estructura de brazo espiral canónico de las galaxias de tipo tardío, pero pueden exhibir una barra central. 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 el 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 el mismo rango. Las proporciones axiales más grandes se pueden explicar observando las galaxias del disco de frente o teniendo una muestra de galaxias esferoidales (dominadas por protuberancias). Imagine mirar dos galaxias de disco de lado, una con un abultamiento y otra sin abultamiento. La galaxia con una protuberancia prominente tendrá una relación axial de canto mayor en comparación con la galaxia sin 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 más grandes. El hecho de que la distribución de galaxias lenticulares aumente con el aumento de la relación axial observada implica que las lenticulares están dominadas por un componente de protuberancia central.

Las galaxias lenticulares a menudo se consideran un estado de transición poco conocido entre las galaxias espirales y elípticas, lo que da como resultado su ubicación intermedia en la secuencia de Hubble. Esto se debe a que las lenticulares tienen componentes prominentes tanto de disco como de protuberancia. El componente del disco generalmente no tiene características, lo que excluye un sistema de clasificación similar al de las galaxias espirales. Como el componente de la protuberancia suele ser esférico, las clasificaciones de galaxias elípticas tampoco son adecuadas. Las galaxias lenticulares se dividen así en subclases según la cantidad de polvo presente o la prominencia de una barra central. Las clases de galaxias lenticulares sin barra son S0₁, S0₂ y S0₃, donde los números con subíndices indican la cantidad de absorción de polvo en el componente del disco; las clases correspondientes para lenticulares con barra central son SB0₁, SB0₂ y SB0₃.

Descomposición de Sérsic

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. A veces se observa un truncamiento en los perfiles de brillo de la superficie de las galaxias lenticulares en longitudes de escala de ~ 4 discos. Estas características son consistentes con la estructura general de las galaxias espirales. Sin embargo, el componente de protuberancia 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) que el componente del disco. Las muestras de galaxias lenticulares se distinguen de la población de galaxias elípticas sin disco (excluyendo los discos nucleares pequeños) a través del análisis de sus perfiles de brillo superficial.

Bares

Al igual que las galaxias espirales, las galaxias lenticulares pueden poseer una estructura de barra central. Mientras que el sistema de clasificación de las lenticulares normales depende del contenido de polvo, las galaxias lenticulares barradas se clasifican por la prominencia de la barra central. Las galaxias SB0₁ tienen la estructura de barra menos definida y solo se clasifican con un brillo superficial ligeramente mejorado a lo largo de los lados opuestos de la protuberancia central. La prominencia de la barra aumenta con el número índice, por lo que las galaxias SB0₃, como NGC 1460, tienen barras muy bien definidas que pueden extenderse a través de la región de transición entre la protuberancia y el disco. 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.

SB0₁ (NGC 2787)

SB0₂ (NGC 1533)

SB0₃ (NGC 1460)

Galaxias lenticulares barredas por clasificación

Bultos en forma de caja

NGC 1375 y NGC 1175 son ejemplos de galaxias lenticulares que tienen las denominadas protuberancias en forma de caja. Se clasifican como SB0 pec. Se ven protuberancias en forma de caja en las galaxias de canto, en su mayoría espirales, pero rara vez lenticulares.

Contenido

En muchos aspectos, la composición de las galaxias lenticulares es como 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 mayor frecuencia en galaxias lenticulares que en 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 de 21 cm. Finalmente, a diferencia de las elípticas, aún pueden tener una cantidad significativa de polvo.

Cinemática

Dificultades y técnicas de medición

Las galaxias lenticulares comparten propiedades cinemáticas con las galaxias espirales y elípticas. Esto se debe a la importante protuberancia y la naturaleza del disco de los lenticulares. El componente de protuberancia es similar a las galaxias elípticas en que es una presión soportada por una dispersión de velocidad central. Esta situación es análoga a la de un globo, donde los movimientos de las partículas de aire (estrellas en el caso de una protuberancia) están dominados por movimientos aleatorios. Sin embargo, la cinemática de las galaxias lenticulares está dominada por el disco soportado 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 de rotación (v) y elipticidad (ε). 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. La motivación detrás de este criterio es que las galaxias lenticulares tienen protuberancias y componentes de disco prominentes, 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 de protuberancia tan prominente en comparación con las galaxias elípticas. Sin embargo, este enfoque que utiliza una relación única para cada galaxia es problemático debido a la dependencia de la relación 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 relación v/σ alta en radios intermedios que luego cae a una relación baja en radios grandes.

La cinemática de las galaxias de disco suele estar determinada por líneas de emisión Hα o de 21 cm, que normalmente no están presentes en las galaxias lenticulares debido a su falta general de gas frío. Por lo tanto, la información cinemática y las estimaciones aproximadas de la masa de las galaxias lenticulares a menudo provienen de las líneas de absorción estelar, que son menos fiables que las mediciones de las líneas de emisión. También existe una cantidad considerable de dificultad para derivar velocidades de rotación precisas para galaxias lenticulares. Este es un efecto combinado de lenticulares que tienen difíciles medidas de inclinación, efectos de proyección en la región de la interfaz del disco abombado y los movimientos aleatorios de las estrellas que afectan las verdaderas velocidades de rotación. Estos efectos hacen que las mediciones cinemáticas de las galaxias lenticulares sean considerablemente más difíciles en comparación con las galaxias de disco normales.

Compensar la relación Tully-Fisher

La conexión cinemática entre las galaxias espirales y lenticulares es más clara cuando se analiza la relación 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 de luminosidad/magnitud absoluta. Esto sería el resultado de estrellas más brillantes y rojas que dominan las poblaciones estelares de lenticulares. Un ejemplo de este efecto se puede ver en la gráfica adyacente. 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 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 formación

La morfología y la cinemática de las galaxias lenticulares sugieren, hasta cierto punto, un modo de formación de galaxias. Su apariencia en forma 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 descoloridos de las galaxias espirales. Las galaxias lenticulares podrían ser el resultado de una fusión de galaxias, lo que aumenta la masa estelar total y podría dar a la galaxia recién fusionada una apariencia de disco sin brazos. Alternativamente, se ha propuesto que hicieran crecer sus discos a través de eventos de acreción (gas y fusiones menores). 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 de presión ram, aunque este último escenario de hostigamiento de galaxias ha sido cuestionado desde entonces debido a la existencia 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 soporte rotacional son todos atributos que uno podría esperar de una galaxia espiral que había consumido todo su gas en la formación de estrellas. 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. Moore et al. también documentan que el acoso de las mareas, los efectos gravitatorios de otras galaxias cercanas, podrían ayudar a este proceso en regiones densas. Sin embargo, el apoyo más claro para esta teoría es su adhesión a la 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 esferoidales enanas y lenticulares (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.

Fusiones

Los análisis de Burstein y Sandage 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 proporción de protuberancia a disco que las galaxias espirales y esto puede ser inconsistente con el simple desvanecimiento de una espiral. Si los S0 se formaran por 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 y, por lo tanto, una menor inconsistencia. 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 acumulación de gas y galaxias pequeñas, alrededor de una estructura esferoidal preexistente se sugirió por primera vez como una explicación para coincidir con las galaxias masivas compactas de forma esferoidal con alto desplazamiento al rojo. con las protuberancias masivas igualmente compactas que se ven en las galaxias lenticulares masivas cercanas. En una "reducción de personal" escenario, 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 disco, como en el caso de la galaxia aislada de tipo temprano. LEDA 2108986. Dentro de los cúmulos de galaxias, la extracción de presión de ram elimina el gas y evita la acumulación de gas nuevo que podría ser capaz de promover el desarrollo del disco.

Ejemplos

• Cartwheel Galaxy, galaxia lenticular a unos 500 millones de años luz en el Escultor de Constelación
• NGC 2787, a barred lenticular galaxy
• NGC 4608, una galaxia lenticular desnuda a unos 56 millones de años luz en Virgo

Galería

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  NGC 1222 contiene tres regiones compactas.

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  PGC 83677 imagen obtenida como parte de la encuesta de cálculo de coma

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  La galaxia Lenticular NGC 5308 se encuentra a menos de 100 millones de años luz en la constelación de Ursa Major.

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  NGC 4111 es una galaxia lenticular, que está a unos 50 millones de años luz en la constelación de Canes Venatici.

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  Mrk 820 es una galaxia lenticular clasificada como tipo S0 en la horquilla de Tuning Hubble.

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  Messier 84 es una galaxia lenticular también conocida por su supernova.

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  NGC 6861 es una galaxia lenticular descubierta en 1826 por el astrónomo escocés James Dunlop.

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  Cartwheel Galaxy