galaxia lenticular

Las galaxias lenticulares son únicas porque tienen un componente de disco visible así como un componente de bulbo prominente. Tienen proporciones de bulbo a disco mucho mayores que las espirales típicas y no tienen la estructura canónica de brazos espirales de las galaxias de tipo tardío ^{[ nota 1 ]} , aunque pueden exhibir una barra central. ^{[ 4 ]} Este dominio del bulbo puede verse en la distribución de la proporción de ejes (es decir, la proporción entre el eje menor y el eje mayor observados de una galaxia de disco) de una muestra de galaxias lenticulares. La distribución para galaxias lenticulares aumenta constantemente en el rango de 0,25 a 0,85 mientras que la distribución para espirales es esencialmente plana en ese mismo rango. ^{[ 5 ]} Las proporciones axiales más grandes pueden explicarse observando galaxias de disco de frente o teniendo una muestra de galaxias esferoidales (dominadas por el bulbo). Imagínese mirando dos galaxias de disco de canto, una con un bulbo y otra sin bulbo. La galaxia con un bulbo prominente tendrá una relación axial mayor vista de canto en comparación con la galaxia sin bulbo, según la definición de relación axial. Por lo tanto, una muestra de galaxias de disco con componentes esferoidales prominentes tendrá más galaxias con relaciones axiales mayores. El hecho de que la distribución de galaxias lenticulares aumente con el incremento de la relación axial observada implica que las galaxias lenticulares están dominadas por un componente de bulbo central. ^{[ 4 ]}

Las galaxias lenticulares suelen considerarse un estado de transición poco comprendido entre las galaxias espirales y elípticas, lo que resulta en su posición intermedia en la secuencia de Hubble . Esto se debe a que las lenticulares poseen componentes prominentes tanto en el disco como en el bulbo. El componente del disco generalmente carece de rasgos distintivos, lo que impide un sistema de clasificación similar al de las galaxias espirales. Dado que el componente del bulbo suele ser esférico, las clasificaciones de galaxias elípticas tampoco son adecuadas. Por lo tanto, las galaxias lenticulares se dividen en subclases según la cantidad de polvo presente o la prominencia de una barra central. Las clases de galaxias lenticulares sin barra son S0 ₁ , S0 ₂ y S0 ₃ , donde los números en subíndice indican la cantidad de absorción de polvo en el componente del disco; las clases correspondientes para las lenticulares con barra central son SB0 ₁ , SB0 ₂ y SB0 ₃ . ^{[ 4 ]}

Los perfiles de brillo superficial de las galaxias lenticulares se describen bien mediante la suma de un modelo de Sérsic para el componente esferoidal más un modelo de declive exponencial (índice de Sérsic de n ≈ 1) para el disco, y a menudo un tercer componente para la barra. ^{[ 6 ]} A veces se observa una truncación en los perfiles de brillo superficial de las galaxias lenticulares a ~ 4 longitudes de escala del disco. ^{[ 7 ]} Estas características son consistentes con la estructura general de las galaxias espirales. Sin embargo, el componente del bulbo 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 típicamente entre n = 1 y 4) ^{[ 8 ] [ 9 ]} que el componente del disco. Las muestras de galaxias lenticulares se pueden distinguir de la población de galaxias elípticas sin disco (excluyendo discos nucleares pequeños) mediante el análisis de sus perfiles de brillo superficial. ^{[ 10 ]}

Al igual que las galaxias espirales, las galaxias lenticulares pueden poseer una estructura de barra central. Mientras que el sistema de clasificación para las lenticulares normales depende del contenido de polvo, las galaxias lenticulares barradas se clasifican por la prominencia de la barra central. Las galaxias SB0 ₁ tienen la estructura de barra menos definida y solo se clasifican por tener un brillo superficial ligeramente aumentado a lo largo de los lados opuestos del bulbo central. La prominencia de la barra aumenta con el número de índice, por lo que las galaxias SB0 ₃ , como NGC 1460, tienen barras muy bien definidas que pueden extenderse a través de la región de transición entre el bulbo y el disco. ^{[ 4 ]} NGC 1460 es en realidad la galaxia con una de las barras más grandes observadas entre las galaxias lenticulares. Desafortunadamente, las propiedades de las barras en las galaxias lenticulares no se han investigado en gran detalle. Comprender estas propiedades, así como comprender el mecanismo de formación de las barras, ayudaría a esclarecer la historia de formación o evolución de las galaxias lenticulares. ^{[ 7 ]}

SB0 ₁ ( NGC 2787 )

SB0 ₂ ( NGC 1533 )

SB0 ₃ ( NGC 1460 )

Galaxias lenticulares barradas según su clasificación

NGC 1375 y NGC 1175 son ejemplos de galaxias lenticulares que presentan los llamados bulbos en forma de caja. Se clasifican como SB0 pec. Los bulbos en forma de caja se observan en galaxias vistas de canto, principalmente espirales, pero raramente lenticulares. ^{[ 11 ]}

En muchos aspectos, la composición de las galaxias lenticulares es similar a la de las elípticas . Por ejemplo, ambas consisten predominantemente en estrellas más antiguas y, por lo tanto, más rojas. Se cree que todas sus estrellas tienen más de mil millones de años, lo que concuerda con su desviación de la relación de Tully-Fisher (véase más adelante). Además de estos atributos estelares generales, los cúmulos globulares se encuentran con mayor frecuencia en las galaxias lenticulares que en las galaxias espirales de masa y luminosidad similares. También tienen poco o ningún gas molecular (de ahí la falta de formación estelar) y ninguna emisión significativa de hidrógeno α o de 21 cm. Finalmente, a diferencia de las elípticas, aún pueden poseer una cantidad significativa de polvo. ^{[ 4 ]}

Las galaxias lenticulares comparten propiedades cinemáticas con las galaxias espirales y elípticas. ^{[ 14 ]} Esto se debe a la naturaleza significativa del bulbo y el disco de las lenticulares. El componente del bulbo es similar al de las galaxias elípticas en que es presión sostenida por una dispersión de velocidad central . Esta situación es análoga a un globo, donde los movimientos de las partículas de aire (estrellas en el caso de un bulbo) están dominados por movimientos aleatorios. Sin embargo, la cinemática de las galaxias lenticulares está dominada por el disco sostenido por rotación. 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 elípticas. Determinar la distinción entre galaxias elípticas y lenticulares a menudo se basa en las mediciones de dispersión de velocidad (σ), velocidad de rotación (v) y elipticidad (ε). ^{[ 14 ]} Para diferenciar entre galaxias 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. ^{[ 14 ]} La motivación detrás de este criterio es que las galaxias lenticulares tienen componentes prominentes de bulbo y disco, mientras que las galaxias elípticas no tienen estructura de disco. Por lo tanto, las lenticulares tienen relaciones v/σ mucho mayores que las elípticas debido a sus velocidades de rotación no despreciables (debido al componente de disco) además de no tener un componente de bulbo tan prominente en comparación con las galaxias elípticas. Sin embargo, este enfoque que utiliza una sola relación para cada galaxia es problemático debido a la dependencia de la relación v/σ del radio hasta el cual se mide en algunas galaxias de tipo temprano. Por ejemplo, las galaxias ES que conectan las galaxias E y S0, con sus discos de escala intermedia, tienen una alta relación v/σ en radios intermedios que luego disminuye a una relación baja en radios grandes. ^{[ 15 ] [ 16 ]}

La cinemática de las galaxias de disco se determina generalmente mediante las 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. ^{[ 7 ]} Por lo tanto, la información cinemática y las estimaciones aproximadas de masa para las galaxias lenticulares a menudo provienen de líneas de absorción estelar, que son menos fiables que las mediciones de líneas de emisión. También existe una considerable dificultad para derivar velocidades de rotación precisas para las galaxias lenticulares. Esto es un efecto combinado de las dificultades para medir la inclinación de las galaxias lenticulares, los efectos de proyección en la región de la interfaz bulbo-disco y los movimientos aleatorios de las estrellas que afectan a las velocidades de rotación reales. ^{[ 17 ]} Estos efectos hacen que las mediciones cinemáticas de las galaxias lenticulares sean considerablemente más difíciles en comparación con las galaxias de disco normales.

Dado que las galaxias lenticulares son una etapa evolucionada de las galaxias espirales, deberían tener una relación de Tully-Fisher similar a la de las espirales, pero con un desplazamiento en el eje de luminosidad/magnitud absoluta. Esto se debería a que las estrellas más brillantes y rojas dominan las poblaciones estelares de las lenticulares. Un ejemplo de este efecto se puede ver en el gráfico adyacente. ^{[ 7 ]} Se puede observar 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 de Tully-Fisher), pero están desplazadas por ΔI ≈ 1,5. Esto implica que las galaxias lenticulares fueron alguna vez galaxias espirales, pero ahora están dominadas por estrellas rojas antiguas.

La ausencia de gas, la presencia de polvo, la falta de formación estelar reciente y el soporte rotacional son atributos que cabría esperar de una galaxia espiral que hubiera consumido todo su gas en la formación de estrellas. ^{[ 7 ]} 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. ^{[ 23 ]} Moore et al. también documentan que el acoso mareal —los efectos gravitacionales de otras galaxias cercanas— podría favorecer este proceso en regiones densas. ^{[ 24 ]} Sin embargo, el apoyo más claro a esta teoría es su adhesión a una versión ligeramente desplazada de la relación de 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 lenticulares y esferoidales enanas (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. ^{[ 25 ]}

Los análisis de Burstein ^{[ 26 ]} y Sandage ^{[ 27 ]} 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 relación bulbo-disco que las galaxias espirales, lo que podría ser inconsistente con un simple desvanecimiento de una espiral. ^{[ 28 ] [ 29 ]} Si las S0 se formaran por fusiones de otras espirales, estas observaciones serían congruentes y también explicarían la mayor frecuencia de cúmulos globulares. Cabe mencionar, sin embargo, que los modelos avanzados del bulbo central, que incluyen tanto un perfil Sersic general como una barra, indican un bulbo más pequeño, ^{[ 30 ]} y, por lo tanto, una inconsistencia menor. Las fusiones tampoco pueden explicar la desviación de la relación de Tully-Fisher sin asumir que las galaxias fusionadas eran bastante diferentes de las que vemos hoy.

La creación de discos en, al menos algunas, galaxias lenticulares a través de la acreción de gas, y galaxias pequeñas, alrededor de una estructura esferoidal preexistente fue sugerida por primera vez como una explicación para hacer coincidir las galaxias compactas masivas de forma esferoidal de alto corrimiento al rojo con los bulbos masivos igualmente compactos vistos en galaxias lenticulares masivas cercanas. ^{[ 31 ]} En un escenario de "reducción de tamaño", 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 en atraer su material de construcción de discos, como en el caso de la galaxia aislada de tipo temprano LEDA 2108986. Dentro de los cúmulos de galaxias, el desprendimiento por presión de ram elimina gas e impide la acreción de nuevo gas que podría ser capaz de impulsar el desarrollo del disco.