Galaxia lenticular

Una galaxia lenticular (lenticular)  es un tipo de galaxia intermedia entre elíptica y espiral en la clasificación de Hubble . Las galaxias lenticulares son galaxias de disco (como, por ejemplo, las espirales) que han gastado o perdido su gas interestelar y por tanto la frecuencia de formación estelar en ellas se reduce [1] . Todavía pueden almacenar cantidades significativas de polvo en sus discos. Como resultado, consisten principalmente en estrellas viejas. En los casos en que la galaxia está frente al observador, a menudo es difícil distinguir claramente entre galaxias lenticulares y elípticas debido a la falta de distinción de los brazos espirales de la galaxia lenticular. Según la clasificación de Hubble, las galaxias lenticulares pertenecen a la clase S0 .

Morfología y estructura

En las galaxias lenticulares se expresan tanto el componente del disco como el bulbo . En comparación con las galaxias espirales, en las galaxias lenticulares los abombamientos son más pronunciados y, por el contrario, no hay brazos, pero puede existir una barra [2] .

La medida de la severidad de la protuberancia se puede estimar como la relación de los ejes mayor y menor del disco visible de la galaxia. Para este parámetro, en el rango de 0,25 a 0,85, la abundancia de galaxias lenticulares aumenta, mientras que para las galaxias espirales permanece invariable [3] . A pesar de que este parámetro no siempre está relacionado con la forma real de la galaxia (por ejemplo, si la galaxia fue observada de frente, la proporción en cualquier caso será cercana a 1), la tendencia general es visible.

Aunque las galaxias lenticulares comparten similitudes con las galaxias espirales y elípticas, no se les aplica la clasificación de galaxias elípticas o espirales. Se utiliza un sistema de clasificación separado: dependiendo de la cantidad de polvo en el disco, la galaxia tiene la clase S0 1 , S0 2 o S0 3 [2] .

Las galaxias barradas también pueden tener una cantidad diferente de polvo, se clasifican según la severidad de la barra: las clases de galaxias lenticulares se denominan SB0 1 , SB0 2 y SB0 3 [2] . En algunas galaxias, como NGC 1375 , se observan dos barras que se cruzan, las razones de esto no se conocen.

El brillo de la superficie de las galaxias lenticulares está bien descrito por la ley de Sersic , si se aplica por separado al componente del disco, al bulbo y, si está presente, a la barra [4] . El estudio de los perfiles de brillo de las galaxias permite distinguir las galaxias elípticas de las lenticulares [5] .

En términos de composición estelar, las galaxias lenticulares son similares a las galaxias elípticas: ambos tipos consisten principalmente en estrellas más viejas y rojas, y los cúmulos de estrellas globulares también son más comunes que en las galaxias espirales con parámetros similares. Por el contrario, queda poco gas en ellos, lo que se puede juzgar a partir de las observaciones de la línea de hidrógeno neutro . Pero, a diferencia de las galaxias elípticas, las galaxias lenticulares pueden contener una cantidad significativa de polvo [2] .

Cinemática

En términos de características cinemáticas, las galaxias lenticulares tienen similitudes con las galaxias espirales y elípticas [6] . Si bien la protuberancia puede no girar, pero mantiene su forma debido a la dispersión de la velocidad , como una galaxia elíptica, el disco necesariamente gira, como una galaxia espiral. También ayuda a distinguir entre galaxias elípticas y lenticulares: normalmente se observa la relación entre la velocidad de rotación de la galaxia y la velocidad de dispersión en ella (v/σ) y el achatamiento (ε). Por ejemplo, en ε = 0,3, se considera que si v/σ < 0,5, la galaxia es elíptica. Con igual achatamiento, las galaxias lenticulares seguirán teniendo un disco giratorio y, por lo tanto, la relación v/σ será en promedio mayor que la de las galaxias elípticas. Sin embargo, este método no es muy preciso [6] .

Determinar la velocidad de rotación también es complicado por el hecho de que en las galaxias lenticulares casi no hay nubes de hidrógeno neutro, a partir de cuyo desplazamiento de línea conviene medir la velocidad mediante el efecto Doppler [7] . Por lo tanto, uno tiene que determinar las velocidades a partir de las observaciones de las líneas de absorción estelar, lo que generalmente es menos confiable.

La relación Tully-Fisher para las galaxias lenticulares es la misma que para las galaxias espirales, sin embargo, a iguales luminosidades (o masas), las galaxias lenticulares giran más rápido [7] .

Formación

Se puede juzgar cómo se formaron las galaxias lenticulares conociendo su morfología y cinemática. Hay varias versiones:

• La forma y la ausencia de brazos sugieren que se trata de galaxias espirales envejecidas en las que la formación de estrellas ha terminado; esta hipótesis está respaldada por la existencia de galaxias anémicas , que parecen una etapa intermedia entre las galaxias espirales y las galaxias lenticulares [7] .
• Las galaxias lenticulares también son más brillantes que las galaxias espirales y, a menudo, tienen un brillo superficial más alto, por lo que la teoría anterior al menos no está completa. Se cree que se pueden obtener galaxias lenticulares grandes y brillantes mediante colisiones de galaxias y sus fusiones  ; el resultado es una galaxia de disco más grande, pero sin una estructura espiral [7] .
• Finalmente, la formación de discos también es posible como resultado de la acreción y absorción de pequeñas galaxias [8] .

Véase también

• galaxia elíptica
• secuencia de Hubble
• galaxia espiral

Notas

1. ↑ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E. Una galaxia en transición: estructura, cúmulos globulares y distancia de la galaxia S0 que forma estrellas NGC 1533 en Dorado  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2007. - Diciembre ( vol. 671 , no. 2 ). - P. 1624-1639 . -doi : 10.1086 / 523640 . - .
2. ↑ 1 2 3 4 5 Binney y Merrifield. Astronomía Galáctica. - 1998. - ISBN 0-691-02565-7 .
3. ↑ Lambas, DG; S. J. Maddox y J. Loveday. Sobre las verdaderas formas de las galaxias  (inglés)  // MNRAS  : revista. - 1992. - vol. 258 , núm. 2 . - Pág. 404-414 . -doi : 10.1093 / mnras/258.2.404 . - .
4. ↑ Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald (2005), Descomposiciones multicomponente para una muestra de galaxias S0 Archivado el 7 de agosto de 2019 en Wayback Machine .
5. ↑ Guilia AD Savorgnan y Alister W. Graham (2016), Agujeros negros supermasivos y sus esferoides anfitriones. I. Desmontando Galaxias
6. ↑ 1 2 Moran, Sean M.; Boon Liang Loh; Richard S. Ellis; Tommaso Treu; Kevin Bundy; Lauren MacArthur. La distinción dinámica entre galaxias elípticas y lenticulares en cúmulos distantes: evidencia adicional del origen reciente de las galaxias S0  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2007. - 20 de agosto ( vol. 665 , n. 2 ). - P. 1067-1073 . -doi : 10.1086/ 519550 . - . -arXiv : astro - ph/0701114 .
7. ↑ 1 2 3 4 Blanton, Michael; Juan Moustakas. Propiedades físicas y entornos de galaxias cercanas  // Revisión  anual de astronomía y astrofísica  : diario. - 2009. - Vol. 47 , núm. 1 . - pág. 159-210 . -doi : 10.1146 / annurev-astro-082708-101734 . — . -arXiv : 0908.3017 . _
8. ↑ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia AD (2015), Escondidos a simple vista: una abundancia de esferoides masivos compactos en el universo local

Enlaces

• Catálogo Messier sobre SEDS:  galaxias lenticulares

diccionarios y enciclopedias	Britannica (en línea)
En catálogos bibliográficos	TIERRA : 4253889-0