Piscis (galaxia enana)

Piscis ( Piscis ; LGS 3) es una galaxia irregular enana que forma parte del Grupo Local . Posiblemente un satélite de M33 . El nombre proviene del nombre de la constelación a la que pertenece. Muestra un desplazamiento violeta de las líneas espectrales, ya que se acerca a la Vía Láctea a una velocidad de 287 km/s .

El tipo de galaxia no se ha determinado con precisión. Es presumiblemente una enana esferoidal de transición a enana irregular , pero también es posible, aunque poco probable, que la galaxia sea una rara variedad de uno de los dos tipos [6] . La población estelar, la metalicidad y el perfil de brillo de la superficie de la galaxia son típicos de las esferoidales enanas; pero a diferencia de las galaxias de este tipo, LGS 3 tiene una cantidad bastante grande ( 2×10 5 M ⊙ ) de hidrógeno neutro interestelar, que es típico de las enanas irregulares (aunque suelen tener más hidrógeno). Además, contiene una pequeña proporción de estrellas azules, que pueden ser miembros jóvenes de la secuencia principal o una rama de supergigantes azules evolucionadas [2] .

La masa total de la galaxia se estima en (2…4)×10 8 M ⊙ . La masa bariónica (estrellas+gas) es 1,5×10 6 M ⊙ , o menos del 1 % [7] .

Historial de descubrimientos

La galaxia fue descubierta [8] por V. E. Karachentseva en 1976 [6] .

Historia de la formación estelar

Un estudio de la historia de la formación de estrellas realizado en el Telescopio Espacial Hubble por Miller y otros en 2001 [2] e Hidalgo y otros en 2011 (observaciones en septiembre de 2005) [7] proporciona mucha información sobre cómo evolucionó esta galaxia. . Aparentemente, la tasa de formación estelar en la galaxia enana de Piscis es aproximadamente constante durante los últimos mil millones de años ( 0,6...2,3×10 −5 M ⊙ /año ) y fue mucho mayor ( 26,6±6,2× 10 −5 M ⊙ / año ) en los primeros mil millones de años de su existencia (hace ~11,7 mil millones de años [7] ), cuando la mayoría de las estrellas de la galaxia se formaron dentro de los 1,4 mil millones de años [7] . Según Hidalgo et al [7] , este estallido de formación estelar ocurrió ya después del final de la época cosmológica de reionización , cuando, como era de esperar, el fondo ultravioleta retardó fuertemente los procesos de formación estelar. El estudio de Miller y otros también mostró que no ha habido una formación estelar significativa durante los últimos 100 millones de años. Por lo tanto, la mayoría de las estrellas que habitan en esta galaxia son estrellas viejas, pobres en metales ( metalicidad [Fe/H] = −1.5 ± 0.3 ) de alrededor de 12 mil millones de años, formadas en un estallido temprano de formación estelar. Pero hay pequeños grupos de estrellas azules jóvenes y calientes con una metalicidad relativamente alta de alrededor de −1 en la región interior de la galaxia, con un tamaño de alrededor de 63 pc. A medida que te alejas del centro de la galaxia, la tasa de formación de estrellas disminuye. La metalicidad de las estrellas en formación aumenta lentamente con el tiempo. La actividad de los procesos que ocurren en la galaxia LGS 3 es insuficiente para la pérdida de gas interestelar, por lo que se puede considerar como un sistema aislado que prácticamente no intercambió materia con el medio ambiente durante casi toda la historia de su existencia después de la finalización. de la fase activa de formación estelar hace unos 9 mil millones de años [2] [7] . Muchas características acercan a LGS 3 a Phoenix Dwarf Galaxy [2] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 Base de datos extragaláctica de NASA/IPAC . Resultados para Enano Piscis . Consultado el 15 de marzo de 2007. Archivado desde el original el 2 de septiembre de 2013. (indefinido)
2. ↑ 1 2 3 4 5 Miller BW et al. La historia de la formación estelar de LGS 3  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2001. - Vol. 562 . -doi : 10.1086/ 323853 . - . -arXiv : astro - ph/0108408 .
3. ↑ 1 2 Base de datos astronómica SIMBAD
4. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - vol. 152, edición. 2.- Pág. 50.- ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
5. ↑ Courtois HM, Tully RB, Makarov DI, Mitronova S., Koribalski B., Karachentsev ID, Fisher JR Cosmicflows : Green Bank Telescope y Parkes HI  observaciones // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2011. - Vol. 414. - Pág. 2005–2016. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1111/J.1365-2966.2011.18515.X - arXiv:1101.3802
6. ↑ 1 2 McConnachie, AW; Irwin, MJ; Ferguson, AMN; Ibata, RA; Lewis, GF; Tanvir, N. Distancias y metalicidades para 17 galaxias del grupo local  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 2005. - Vol. 356 , núm. 4 . - Pág. 979-997 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x . - . -arXiv : astro - ph/0410489 .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Hidalgo Sebastian L. , Aparicio Antonio , Skillman Evan , Monelli Matteo , Gallart Carme , Cole Andrew , Dolphin Andrew , Weisz Daniel , Bernard Edouard J. , Cassisi Santi , Mayer Lucio , Stetson Peter , Tolstoy Eline , Enrique Ferguson. EL PROYECTO ACS LCID. V. LA HISTORIA DE FORMACIÓN DE ESTRELLAS DE LA GALAXIA ENANA LGS-3: PISTAS PARA LA REIONIZACIÓN CÓSMICA Y RETROALIMENTACIÓN  // The Astrophysical Journal. - 2011. - 24 de febrero ( vol. 730 , núm. 1 ). - S. 14 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1088 / 0004-637X/730/1/14 .
8. ↑ Karachentseva V. E. Algunas características de pares aislados que consisten en una galaxia normal y una enana DDO  // Comunicaciones del Observatorio Astrofísico Especial. - 1976. - Edición. 18 _ - S. 42-51 . - . Archivado desde el original el 27 de mayo de 2016.