Bulto

Bulge (del inglés  bulge  - bulge, hinchazón) - un sello esferoidal de estrellas en el centro de la galaxia . El bulto es la parte más brillante del subsistema esférico de la galaxia y uno de los dos principales componentes estructurales de la galaxia junto con el disco. El bulto consiste principalmente en estrellas de población II viejas que se mueven en órbitas alargadas.

La severidad relativa de la protuberancia varía mucho para las diferentes galaxias y sirve como uno de los criterios más importantes para la clasificación de las galaxias: por ejemplo, las galaxias elípticas consisten solo en un subsistema esférico y no tienen un disco, mientras que en las galaxias irregulares el esférico. subsistema, por el contrario, es muy débil. El brillo del bulto de las galaxias está bien descrito por la ley de Sersic .

Las protuberancias pueden ser estructuras con propiedades fundamentalmente diferentes y naturalezas diferentes. Hay tres tipos de protuberancias: protuberancias clásicas, protuberancias en forma de disco ( inglés  disc-like o disky ) y protuberancias en forma de caja/cacahuate ( inglés  boxy/maní ), los dos últimos tipos a veces se denominan pseudo-protuberancias.

La Vía Láctea carece de una protuberancia clásica, pero tiene protuberancias en forma de disco y en forma de caja. La mayoría de las estrellas en el bulbo de nuestra galaxia son viejas, tienen más de 7 mil millones de años, pero también hay estrellas de 1 a 5 mil millones de años y menos de 500 millones de años, y también se observan cúmulos de estrellas jóvenes y brillantes , como el cúmulo de los Arcos .

Descripción y características

Bulge (del inglés  bulge  - bulge, hinchazón) - un sello esferoidal de estrellas en el centro de la galaxia . El bulto es la parte más brillante del subsistema esférico de la galaxia : también incluye el halo galáctico exterior más tenue . El límite entre estas partes es condicional, el tamaño de una protuberancia típica es de cientos de parsecs a varios kiloparsecs [1] . La protuberancia y el disco  son los dos componentes principales de la estructura de las galaxias, y su brillo relativo varía mucho para las diferentes galaxias (ver más abajo ) [2] [3] . Las protuberancias de las galaxias son similares en características a las galaxias elípticas del mismo tamaño [4] .

Las estrellas en las protuberancias giran en órbitas muy alargadas: la velocidad de dispersión de las estrellas en ellas es grande, mientras que la velocidad de rotación de las protuberancias es baja. En las protuberancias, como en el halo, las estrellas son predominantemente viejas y pertenecen a la población II , pero las estrellas más jóvenes de la población I también están presentes en las protuberancias , lo que indica formación estelar reciente en las protuberancias. Las estrellas de bulbo tienen una metalicidad mucho mayor que las estrellas de halo, además, este indicador ocupa un mayor rango de valores para las estrellas de bulbo [1] [5] .

Clasificación de las galaxias

La presencia y relativa severidad de un bulto es uno de los criterios para clasificar las galaxias . Así, las galaxias elípticas consisten únicamente en un subsistema esférico y no tienen disco, en las galaxias lenticulares y espirales tanto el abombamiento como el disco se expresan en un grado u otro, y en las galaxias irregulares el subsistema esférico es muy débil [2] [ 3] .

Las galaxias espirales se dividen en subtipos, de anterior a posterior, Sa, Sb, Sc y Sd con valores intermedios S0a, Sab, Sbc, Scd. Una galaxia se asigna a cualquiera de estos subtipos de acuerdo con varios criterios, incluida la gravedad de la protuberancia: en promedio, cuanto más tardía es el tipo de galaxia espiral, menor es la luminosidad relativa de la protuberancia y más abiertos e irregulares sus brazos espirales. [3] [6 ] . Las galaxias lenticulares, denotadas como S0, no tienen brazos espirales, pero sus protuberancias son más pronunciadas en promedio que en las galaxias espirales [7] .

Brillo de la superficie

La dependencia del brillo de la superficie con la distancia al centro para varios componentes de la galaxia está descrita por la ley de Sersic [8] :

En esta fórmula  , es el brillo de la superficie en el centro y  es el radio característico. Adecuado para la mayoría de las protuberancias y, en promedio, aumenta con el aumento de la luminosidad de la protuberancia. La ley de Sersic at pasa a una distribución exponencial y describe abultamientos con poca luminosidad, y para los abultamientos más brillantes, así como para galaxias elípticas , es adecuada , en la que la ley de Sersic se convierte en la ley de de Vaucouleur [8] [9] .

Tipos de protuberancias

Las protuberancias pueden ser estructuras con propiedades fundamentalmente diferentes, que tienen una naturaleza diferente [7] . Hay tres tipos de protuberancias: protuberancias clásicas, protuberancias en forma de disco ( inglés  disc-like o disky ) y protuberancias en forma de caja/cacahuate ( inglés  boxy/maní ) [10] . A veces, los dos últimos tipos de protuberancias se denominan pseudoprotuberancias [11] . En una sola galaxia, se pueden observar simultáneamente protuberancias de diferentes tipos [12] .

Bultos clásicos

Las protuberancias clásicas son más similares en características a las galaxias elípticas . Tales protuberancias son más comunes en las galaxias de tipo temprano, como la galaxia Sombrero , y se vuelven más raras en las galaxias de tipo posterior (ver arriba ). Los perfiles de brillo de las protuberancias clásicas están descritos por la ley de Vaucouleurs [7] .

Se cree que estos objetos se forman durante el colapso gravitatorio que acompaña a la aparición de una galaxia , incluso antes de que se forme un disco , o durante fusiones de galaxias . En los modelos numéricos de fusiones se reproducen abombamientos cuyo perfil de brillo corresponde a la ley de Vaucouleurs [8] [7] . La formación de tales protuberancias ocurre durante una formación estelar muy rápida, por lo que las estrellas en las protuberancias están altamente enriquecidas en elementos que surgen del proceso alfa [comm. 1] [12] .

Protuberancias en forma de disco

Las protuberancias en forma de disco también se destacan en brillo sobre un disco cuya distribución de brillo es exponencial , pero son similares a discos en varias características. Están dominados por la rotación en lugar de la dispersión de la velocidad , tienen casi la misma forma plana: la relación de los ejes puede ser pequeña, hasta 0,3. Su distribución de brillo también puede ser casi exponencial. A menudo, en ellos se observa polvo , estrellas jóvenes y puede producirse una formación estelar bastante rápida [8] . Debido a su forma, las protuberancias en forma de disco son difíciles de observar en las galaxias de canto [7] [10] .

Se cree que las protuberancias en forma de disco se forman principalmente como resultado de la evolución secular de las galaxias , en presencia de inestabilidades en el disco, como barras o brazos espirales . Estas estructuras redistribuyen el momento angular dentro de la galaxia, por lo que las estrellas y el gas de la galaxia se concentran en el centro de su disco y se forma una protuberancia que conserva algunas propiedades cinemáticas del disco [7] [10] . Debido a la formación estelar activa, la protuberancia se forma de manera bastante eficiente: en unos pocos miles de millones de años, se puede formar una protuberancia con una masa de mil millones de masas solares [14] .

Protuberancias en forma de caja

Los abultamientos en forma de caja, también llamados en forma de caja o en forma de cacahuete, son barras por su naturaleza y parámetros que han existido durante varias rotaciones de la galaxia, y se observan en galaxias de canto [12] . Al mismo tiempo, las mismas estructuras, observadas no desde el plano del disco, parecen barras ordinarias. Las protuberancias en forma de caja tienen un brillo aumentado a lo largo de las bisectrices de los ejes mayor y menor de la elipse que describe su forma, por lo que pueden parecer cacahuetes , tener forma rectangular o incluso en forma de X, lo que lleva a su nombre [11] [ 15] [16] . Debido a la naturaleza de tales objetos, a veces se cree que es un error llamarlos protuberancias [10] .

Unas pocas revoluciones de la galaxia después de la aparición de la barra, las estrellas en ella adquieren un componente de velocidad perpendicular al plano del disco, como resultado de lo cual la barra se engrosa. En las galaxias de canto, estas barras parecen un bulto central y son similares a los bultos. Aunque la aparición de una protuberancia en forma de caja puede ir acompañada de un aumento en la formación de estrellas , estas estructuras contienen principalmente estrellas que se formaron mucho antes de la aparición de la protuberancia [11] [12] [17] .

• El Sombrero Galaxy tiene un bulto clásico.

• Galaxy NGC 6782 tiene una protuberancia en forma de disco

• Un bulto en forma de caja es claramente visible en la galaxia ESO 597-G036 (abajo)

Bulto de la Vía Láctea

Nuestra Galaxia no tiene un abultamiento clásico, pero tiene dos pseudo-abultamientos: en forma de caja y en forma de disco. El primero es una barra (ver arriba ), observada casi desde el final — el ángulo entre el eje de la barra y la dirección hacia ella es de 25° [7] . Debido al hecho de que la distancia desde la Tierra hasta los extremos cercano y lejano de la barra difiere significativamente, parece asimétrica. El segundo es un pequeño bulto en forma de disco con formación de estrellas en su interior, ubicado dentro del primero [11] .

La mayoría de las estrellas en el bulto son viejas, tienen más de 7 mil millones de años, pero también hay estrellas de entre 1 y 5 mil millones de años y menos de 500 millones de años, y también se observan cúmulos de estrellas jóvenes y brillantes , como el cúmulo Arches. [5] . El bulto mide 3,5 kiloparsecs . La metalicidad de las estrellas en el bulbo de la Vía Láctea oscila entre −1,8 y 0,2 y está enriquecida en elementos alfa [7] [11] .

La masa de una protuberancia en forma de disco es el 3% de la masa estelar de la galaxia, y su grosor característico es de 45 parsecs; para una en forma de caja, estas cifras son del 28% y 200 parsecs, respectivamente. En términos de parámetros de protuberancia y estructura en general, la Vía Láctea es similar a las galaxias NGC 4565 y NGC 5746 [11] .

Notas

Comentarios

1. ↑ Los elementos alfa se producen principalmente en estrellas masivas que están terminando rápidamente su evolución : el medio interestelar comienza a enriquecerse con ellos 10 millones de años después del estallido de formación estelar , que es muy breve en comparación con la duración de los procesos en las galaxias. Otros elementos químicos , como el hierro , regresan al medio interestelar durante mucho más tiempo, por lo que las estrellas que se forman en un breve estallido de formación estelar tienen tiempo de enriquecerse en elementos alfa, pero no en hierro y algunos otros elementos [13]. ]

Fuentes

1. ↑ 1 2 Zasov A.V. Bulto de la galaxia . Astronet . Consultado el 30 de octubre de 2021. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2021. (indefinido)
2. ↑ 1 2 Silchenko O. K. Baldzh . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 30 de octubre de 2021. Archivado desde el original el 22 de octubre de 2021. (indefinido)
3. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , p. 342-344.
4. ↑ Karttunen et al., 2007 , págs. 375-376.
5. ↑ 12 Bultos ._ _ Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 30 de octubre de 2021. Archivado desde el original el 7 de marzo de 2022. (indefinido)
6. ↑ Hodge PW Galaxy : Otros esquemas de clasificación y tipos de galaxias  . Enciclopedia Britannica . Consultado el 2 de noviembre de 2021. Archivado desde el original el 19 de octubre de 2021.
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Freeman KC Protuberancias galácticas: descripción general . — 2008-07-01. - T. 245 . — pág. 3–10 . -doi : 10.1017 / S1743921308017146 .
8. ↑ 1 2 3 4 Zasov, Postnov, 2011 , p. 345-346.
9. ↑ Perfiles de brillo de superficie . Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 1 de noviembre de 2021. Archivado desde el original el 1 de noviembre de 2021. (indefinido)
10. ↑ 1 2 3 4 Gadotti DA Galaxy Bulges y galaxias elípticas - Notas de clase: tipos de Bulge . ned.ipac.caltech.edu . Consultado el 2 de noviembre de 2021. Archivado desde el original el 9 de agosto de 2020. (indefinido)
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kormendy J., Bender R. Análogos estructurales de la Vía Láctea: Poblaciones estelares en las protuberancias cuadradas de NGC 4565 y NGC 5746  //  The Astrophysical Journal. — 2019-02-14. — vol. 872 , edición. 1 . - Pág. 106 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/aafdff . Archivado desde el original el 5 de noviembre de 2021.
12. ↑ 1 2 3 4 Athanassoula E. Sobre la naturaleza de las protuberancias en general y de las protuberancias de caja/maní en particular: aportes de simulaciones de N-cuerpos  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society. — 2005-04. - T. 358 , n. 4 . - S. 1477-1488 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.08872.x .
13. ↑ Surdin et al., 2017 , pág. 336-337.
14. ↑ Surdin et al., 2017 , pág. 323-325.
15. ↑ Surdin et al., 2017 , pág. 227.
16. ↑ Tuerca en el centro de la galaxia . Mecánica Popular . Consultado el 2 de noviembre de 2021. Archivado desde el original el 2 de noviembre de 2021. (Ruso)
17. ↑ Pérez I., Martínez-Valpuesta I., Ruiz-Lara T., de Lorenzo-Caceres A., Falcón-Barroso J. Restricciones observacionales al tiempo de formación de la protuberancia boxy/peanut  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2017-06-01. - T. 470 . — P. L122–L126 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnrasl/slx087 .

Literatura

• Galaxias / ed. V. G. Surdin . — 2º, corregido y complementado. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 p. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
• Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofísica general . - 2ª ed. correcto y adicional - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 p. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. — Berlín; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

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