Galaxia satélite

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Galaxy que orbita una galaxia mayor debido a la atracción gravitacional

Una galaxia satélite es una galaxia compañera más pequeña que viaja en órbitas limitadas dentro del potencial gravitacional de una galaxia anfitriona más masiva y luminosa (también conocida como galaxia primaria). Las galaxias satélite y sus componentes están unidos a su galaxia anfitriona, de la misma manera que los planetas dentro de nuestro propio sistema solar están unidos gravitacionalmente al Sol. Si bien la mayoría de las galaxias satélite son galaxias enanas, las galaxias satélite de grandes cúmulos de galaxias pueden ser mucho más masivas. La Vía Láctea está orbitada por unas cincuenta galaxias satélite, la mayor de las cuales es la Gran Nube de Magallanes.

Además, las galaxias satélite no son los únicos objetos astronómicos que están unidos gravitacionalmente a galaxias anfitrionas más grandes (ver cúmulos globulares). Por esta razón, los astrónomos han definido las galaxias como conjuntos de estrellas unidas 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. Por ejemplo, las mediciones de la velocidad orbital de las estrellas y del 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 diversas explicaciones como la teoría de la materia oscura y modificaciones a la dinámica newtoniana. Por tanto, a pesar de ser también satélites de galaxias anfitrionas, los cúmulos globulares no deben confundirse con galaxias satélite. Las galaxias satélite no sólo son más extendidas y difusas en comparación con los cúmulos globulares, sino que también están envueltas en enormes halos de materia oscura que se cree que les fueron dotados durante el proceso de formación.

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 alterar los satélites en órbita mediante la eliminación 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 hayan dejado de formar estrellas. 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, dando lugar a una fusión importante (es decir, un evento de fusión entre galaxias de masas comparables). Las galaxias están compuestas 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 otra; sin embargo, estos eventos generalmente resultan en galaxias mucho más masivas. En consecuencia, los astrónomos buscan limitar la velocidad a la que se producen fusiones mayores y menores para comprender mejor la formación de estructuras gigantescas de conglomerados de galaxias unidas gravitacionalmente, como grupos y cúmulos galácticos.

Historia

Principios del siglo XX

Antes del siglo XX, la noción de que existían galaxias más allá de nuestra 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" lleva el nombre de los astrónomos Harlow Shapley y Heber Doust Curtis que debatieron 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 abarca más de 100.000 años luz o 30 kiloparsec de diámetro) y que todas las "nebulosas" observadas #34; (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 en realidad galaxias similares a nuestra propia Vía Láctea. Este debate no se resolvió hasta finales de 1923, cuando el astrónomo Edwin Hubble midió la distancia a M31 (actualmente conocida como la 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. por Shapley. Esta medición verificó no sólo que el universo era mucho más grande de lo que se esperaba anteriormente, sino que también demostró que las nebulosas observadas eran en realidad galaxias distantes con una amplia gama de morfologías (ver secuencia de Hubble).

Tiempos modernos

A pesar del descubrimiento del 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 ser detectadas hasta la llegada de estudios astronómicos modernos como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). ) y el Dark Energy Survey (DES). En particular, actualmente se sabe que la Vía Láctea alberga 59 galaxias satélite (ver 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 sobre la formación y evolución de galaxias predicen un número mucho mayor de galaxias satélite de lo que se observa (ver problema de los satélites perdidos). Sin embargo, simulaciones de alta resolución más recientes han demostrado que el número actual de satélites observados no representa una amenaza para la teoría predominante de la formación de galaxias.

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

Motivaciones para estudiar galaxias satélite

Las observaciones espectroscópicas, fotométricas y cinemáticas de galaxias satélite han generado 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 mejoran y disminuyen la tasa de formación de estrellas dentro de las galaxias. y la distribución de la materia oscura dentro del halo de materia oscura. Como resultado, las galaxias satélite sirven como campo de pruebas para las predicciones realizadas por modelos cosmológicos.

Clasificación de 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 anfitriona con la pequeña adición de una letra minúscula "d" delante de los distintos tipos estándar para designar el estado de la galaxia enana. Estos tipos incluyen enana irregular (dI), enana esferoidal (dSph), enana elíptica (dE) y enana espiral (dS). Sin embargo, de todos estos tipos se cree que las espirales enanas no son satélites, sino galaxias enanas que sólo se encuentran en el campo.

Galaxias satélite enanas irregulares

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

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

Galaxias satélite elípticas enanas

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

Galaxias satélite enanas esferoidales

Las galaxias satélite enanas esferoidales se caracterizan por su apariencia difusa, bajo brillo superficial, alta relación masa-luz (es decir, dominada por la materia oscura), baja metalicidad, bajas fracciones de gas y población estelar antigua. Además, las enanas esferoidales constituyen la mayor población de galaxias satélite conocidas de la Vía Láctea. Algunos de estos satélites incluyen Hércules, Piscis II y Leo IV, que llevan el nombre de la constelación en la que se encuentran.

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 enanos irregulares a enanos esferoidales. Además, se considera que la Gran Nube de Magallanes está en proceso de transición de una espiral enana a una enana irregular.

Formación de galaxias satélite

Según el modelo estándar de cosmología (conocido como modelo ΛCDM), la formación de galaxias satélite está estrechamente relacionada con la estructura observada a gran escala del Universo. Específicamente, el modelo ΛCDM se basa en la premisa de que la estructura observada a gran escala es el resultado de un proceso jerárquico ascendente 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. juntos. A medida que crecía la proporción entre hidrógeno neutro y protones y electrones libres, también aumentaban las fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica. Estas fluctuaciones crecieron rápidamente hasta el punto de volverse comparables a las fluctuaciones de densidad de la materia oscura. Además, las fluctuaciones de masa más pequeñas crecieron hasta convertirse en no lineales, se virializaron (es decir, alcanzaron el equilibrio gravitacional) y luego se agruparon jerárquicamente dentro de sistemas vinculados sucesivamente más grandes.

El gas dentro de estos sistemas unidos se condensó y enfrió rápidamente formando halos fríos de materia oscura que aumentaron constantemente de tamaño al fusionarse y acumular gas adicional mediante un proceso conocido como acreción. Los objetos unidos más grandes formados a partir de este proceso se conocen como supercúmulos, como el Supercúmulo de Virgo, que contiene cúmulos de galaxias más pequeños que a su vez están rodeados por galaxias enanas aún más pequeñas. Además, en este modelo se considera que las galaxias enanas son los componentes 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.

Acumulación de masa en halos de materia oscura

Un método crudo pero útil para determinar cómo la materia oscura halos ganando progresivamente masa a través de fusiones de halos menos masivos se puede explicar utilizando el formalismo conjunto de excursión, también conocido como el formalismo extendido de Press-Schechter (EPS). Entre otras cosas, el formalismo EPS se puede utilizar para inferir la fracción de masa ${displaystyle M_{2}}$ que se originó de objetos colapsados de una masa específica en un momento anterior $<math alttext="{textstyle t_{1}t1c)t2{fnMicrosoftstyle No lo sé.<img alt="{textstyle t_{1}$ aplicando las estadísticas de los paseos aleatorios markovianos a las trayectorias de los elementos de masa en ${displaystyle (S,delta)}$ - espacio, donde ${textstyle S=sigma ^{2}(M)}$ y ${displaystyle delta ={rho (x)-{bar {rho }} over {bar {rho }}}}$ representan la varianza de masas y la sobredensidad, respectivamente.

En particular, el formalismo EPS se basa en el asatz que afirma "la fracción de las trayectorias con un primer cruce de la barrera ${textstyle delta _{S}=delta _{critical}(t)}$ a $S_{1}=sigma ^{2}(M_{1})}" xmlns="http://www.w3.org/1998/Math/MathML">S■S1=σ σ 2()M1){fnMicrosoftstyle S títulos.S_{1}=sigma ^{2}(M_{1})}" aria-hidden="true" class="mwe-math-fallback-image-inline mw-invert" src="https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a6f5f99669c0b2ff1bd1a2fdd76855d2dd55f9bf" style="vertical-align: -0.838ex; width:17.678ex; height:3.009ex;"/>$ es igual a la fracción de masa a tiempo ${displaystyle t}$ que se incorpora en halos con masas $<math alttext="{textstyle MMc)M1{fnMicrosoftstyle - ¿Sí? <img alt="{textstyle M$ ". En consecuencia, este asatz asegura que cada trayectoria atravesará la barrera ${displaystyle delta _{S}=delta _{critical}(t)}$ dados algunos arbitrariamente grandes ${displaystyle S}$ , y como resultado garantiza que cada elemento de masa finalmente se convertirá en parte de un halo.

Además, la fracción de masa ${displaystyle M_{2}}$ que se originó de objetos colapsados de una masa específica en un momento anterior $<math alttext="{textstyle t_{1}t1c)t2{fnMicrosoftstyle No lo sé.<img alt="{textstyle t_{1}$ se puede utilizar para determinar el número medio de progenitores a la vez ${displaystyle t_{1}}$ dentro del intervalo de masa ${textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1})}$ que se han fusionado para producir un halo de ${displaystyle M_{2}}$ a la vez ${displaystyle t_{2}}$ . Esto se logra considerando una región esférica de masa ${displaystyle M_{2}}$ con varianza de masa correspondiente ${textstyle S_{2}=sigma ^{2}(M_{2})}$ y excesiva densidad lineal ${textstyle delta _{2}=delta _{c}(t_{2})={delta _{c} over D(t_{2})}}$ Donde ${textstyle D(t_{2})}$ es la tasa de crecimiento lineal que se normaliza a la unidad a la vez ${textstyle t_{2}}$ y ${textstyle delta _{c}}$ es la sobredensidad crítica en la que la región esférica inicial ha colapsado para formar un objeto virializado. Matemáticamente, la función de masa progenitora se expresa como:

{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 masa progenitora con simulaciones numéricas han llegado a la conclusión de que el buen acuerdo entre teoría y simulación sólo se obtiene cuando ${displaystyle Delta t=t_{2}-t_{1}}$ es pequeña, de lo contrario la fracción de masa en los progenitores de alta masa se subestima significativamente, lo que puede atribuirse a las suposiciones crudas, como asumir un modelo de colapso perfectamente esférico y utilizar un campo de densidad lineal en lugar de un campo de densidad no lineal para caracterizar las estructuras colapsadas. Sin embargo, la utilidad del formalismo EPS es que proporciona un enfoque computacionalmente amistoso para determinar las propiedades de los halos de materia oscura.

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. Esta tasa está dada por

{displaystyle {mathcal {P}}(Delta M|M,t)operatorname {d} ln Delta Moperatorname {d} ln t={frac {1}{sqrt {2pi }}}{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 ${textstyle S_{1}=sigma ^{2}(M)}$ , ${textstyle S_{2}=sigma ^{2}(M+Delta M)}$ . En general el cambio de masa, ${displaystyle Delta M}$ , es la suma de una multitud de fusiones menores. Sin embargo, dado un intervalo de tiempo infinitamente pequeño ${displaystyle operatorname {dt} }$ es razonable considerar que el cambio en masa se debe a un solo evento de fusión en el que ${displaystyle M_{1}}$ transiciones a ${displaystyle M_{2}}$ .

Canibalismo galáctico (fusiones menores)

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 gravitacional de su anfitrión como resultado de la desintegración orbital. A lo largo de este descenso, las estrellas de la región exterior del satélite son constantemente eliminadas debido a las fuerzas de marea de la galaxia anfitriona. Este proceso, que es un ejemplo de fusión menor, continúa hasta que el satélite queda completamente perturbado y consumido por las galaxias anfitrionas. Se pueden observar pruebas de este proceso destructivo en corrientes de desechos estelares alrededor de galaxias distantes.

Tasa de desintegración orbital

A medida que los satélites orbitan su host e interactúan entre sí pierden progresivamente pequeñas cantidades de energía cinética y impulso angular debido a la fricción dinámica. En consecuencia, la distancia entre el host y el satélite disminuye progresivamente para conservar el impulso angular. Este proceso continúa hasta que el satélite finalmente se fusione con la galaxia anfitriona. Además, Si asumimos que el anfitrión es una esfera singular isotérmica (SIS) y el satélite es un SIS que se trunca bruscamente en el radio en el que comienza a acelerarse hacia el anfitrión (conocido como el radio Jacobi), entonces el tiempo ${displaystyle t_{mathrm {f} ric}}$ que se necesita para la fricción dinámica para resultar en una fusión menor se puede aproximar de la siguiente manera:

{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 {100mathrm { 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}

Formación estelar impulsada por fusiones menores

En 1978, el trabajo pionero de los astrónomos Beatrice Tinsley y Richard Larson sobre la medición de los colores de los restos de fusiones dio lugar a la idea de que las fusiones mejoran la formación de estrellas. Sus observaciones mostraron que un color azul anómalo estaba asociado con los restos de la 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 mantenerse en equilibrio hidrostático. Por lo tanto, la observación de que los restos de fusiones estaban asociados con grandes poblaciones de estrellas jóvenes y masivas sugirió que las fusiones inducían una rápida formación estelar (ver galaxia con estallido estelar). Desde que se hizo este descubrimiento, varias observaciones han verificado que las fusiones efectivamente inducen una formación estelar vigorosa. A pesar de que las fusiones importantes son mucho más efectivas para impulsar la formación estelar que las fusiones menores, se sabe que las fusiones menores son significativamente más comunes que las fusiones importantes, 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 estelar.

Fusiones menores y orígenes de los componentes de disco gruesos

Las observaciones de galaxias de borde sugieren la presencia universal de un disco delgado, un disco grueso y un componente de 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 realmente distintos. Sin embargo, se han propuesto muchas teorías para explicar el origen del componente del disco grueso, y entre ellas hay una que implica 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.

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