Galáxia lenticular - Lenticular galaxy
Uma galáxia lenticular (denotada S0) é um tipo de galáxia intermediária entre uma galáxia elíptica (denotada E) e uma galáxia espiral em esquemas de classificação morfológica de galáxias . Ele contém um disco de grande escala, mas não possui braços espirais de grande escala. Galáxias lenticulares são galáxias de disco que usaram ou perderam a maior parte de sua matéria interestelar e, portanto, têm muito pouca formação estelar em andamento . Eles podem, entretanto, reter bastante poeira em seus discos. Como resultado, eles consistem principalmente de estrelas envelhecidas (como galáxias elípticas). Apesar das diferenças morfológicas, galáxias lenticulares e elípticas compartilham propriedades comuns como características espectrais e relações de escala. Ambas podem ser consideradas galáxias de tipo inicial que estão evoluindo passivamente, pelo menos na parte local do Universo. Conectando as galáxias E com as galáxias S0 estão as galáxias ES com discos de escala intermediária.
Morfologia e estrutura
Classificação
As galáxias lenticulares são únicas por terem um componente de disco visível, bem como um componente de protuberância proeminente. Eles têm proporções de protuberância para disco muito mais altas do que espirais típicas e não têm a estrutura de braço espiral canônico de galáxias do tipo tardio, mas podem exibir uma barra central. Esta dominância de protuberância pode ser vista na proporção do eixo (ou seja, a proporção entre o axial menor e o maior de uma galáxia em disco) distribuição de uma amostra de galáxia lenticular. A distribuição de galáxias lenticulares aumenta de forma constante na faixa de 0,25 a 0,85, enquanto a distribuição de espirais é essencialmente plana na mesma faixa. Razões axiais maiores podem ser explicadas pela observação de galáxias em disco ou por ter uma amostra de galáxias esferoidais (dominadas por protuberâncias). Imagine olhar para duas galáxias de disco de ponta-cabeça, uma com protuberância e outra sem protuberância. A galáxia com uma protuberância proeminente terá uma razão axial borda-sobre maior em comparação com a galáxia sem uma protuberância com base na definição da razão axial. Assim, uma amostra de galáxias de disco com componentes esferoidais proeminentes terá mais galáxias em proporções axiais maiores. O fato de que a distribuição lenticular da galáxia aumenta com o aumento da razão axial observada implica que os lenticulares são dominados por um componente protuberante central.
As galáxias lenticulares são frequentemente consideradas um estado de transição mal compreendido entre galáxias espirais e elípticas, o que resulta em seu posicionamento intermediário na sequência de Hubble . Isso resulta de lenticulares com disco proeminente e componentes protuberantes. O componente do disco geralmente não tem características, o que impede um sistema de classificação semelhante às galáxias espirais. Como o componente protuberante é geralmente esférico, as classificações elípticas de galáxias também são inadequadas. Galáxias lenticulares são, portanto, divididas em subclasses com base na quantidade de poeira presente ou na proeminência de uma barra central. As classes de galáxias lenticulares sem barra são S0 1 , S0 2 e S0 3, onde os números subscritos indicam a quantidade de absorção de poeira no componente do disco; as classes correspondentes para lenticulares com uma barra central são SB0 1 , SB0 2 e SB0 3 .
Decomposição Sérsic
Os perfis de brilho da superfície de galáxias lenticulares são bem descritos pela soma de um modelo Sérsic para a componente esferoidal mais um modelo em declínio exponencial (índice Sérsic de n ≈ 1) para o disco, e freqüentemente um terceiro componente para a barra. Às vezes, há um truncamento observado nos perfis de brilho da superfície de galáxias lenticulares em comprimentos de escala de disco de ~ 4. Essas características são consistentes com a estrutura geral das galáxias espirais. No entanto, o componente bojo das lenticulares está mais relacionado às galáxias elípticas em termos de classificação morfológica. Esta região esferoidal, que domina a estrutura interna das galáxias lenticulares, tem um perfil de brilho superficial mais acentuado (índice Sérsic variando tipicamente de n = 1 a 4) do que o componente do disco. Amostras de galáxias lenticulares são distinguíveis da população de galáxias elípticas sem disco (excluindo pequenos discos nucleares) através da análise de seus perfis de brilho de superfície.
Barras
Como as galáxias espirais, as galáxias lenticulares podem possuir uma estrutura de barra central. Enquanto o sistema de classificação para lenticulares normais depende do conteúdo de poeira, galáxias lenticulares barradas são classificadas pela proeminência da barra central. As galáxias SB0 1 têm a estrutura de barra menos definida e são classificadas apenas como tendo brilho superficial ligeiramente aumentado ao longo dos lados opostos da protuberância central. A proeminência da barra aumenta com o número de índice, portanto, as galáxias SB0 3 , como a NGC 1460, têm barras muito bem definidas que podem se estender pela região de transição entre o bojo e o disco. NGC 1460 é na verdade a galáxia com uma das maiores barras vistas entre as galáxias lenticulares. Infelizmente, as propriedades das barras em galáxias lenticulares não foram pesquisadas em grande detalhe. Entender essas propriedades, bem como entender o mecanismo de formação das barras, ajudaria a esclarecer a história da formação ou evolução das galáxias lenticulares.
Protuberâncias em forma de caixa
NGC 1375 e NGC 1175 são exemplos de galáxias lenticulares que têm as chamadas protuberâncias em forma de caixa. Eles são classificados como SB0 pec. Protuberâncias em forma de caixa são vistas em galáxias marginais, principalmente espirais, mas raramente lenticulares.
Contente
Em muitos aspectos, a composição das galáxias lenticulares é semelhante à das elípticas . Por exemplo, ambas consistem em estrelas predominantemente mais velhas, portanto mais vermelhas. Pensa-se que todas as suas estrelas têm mais de cerca de um bilhão de anos, de acordo com sua compensação da relação Tully-Fisher (ver abaixo). Além desses atributos estelares gerais, os aglomerados globulares são encontrados com mais frequência em galáxias lenticulares do que em galáxias espirais de massa e luminosidade semelhantes. Eles também têm pouco ou nenhum gás molecular (daí a falta de formação de estrelas) e nenhuma emissão de hidrogênio α ou 21 cm significativa. Finalmente, ao contrário dos elípticos, eles ainda podem conter poeira significativa.
Cinemática
Dificuldades e técnicas de medição
Galáxias lenticulares compartilham propriedades cinemáticas com galáxias espirais e elípticas. Isso se deve à protuberância significativa e à natureza do disco dos lenticulares. O componente protuberante é semelhante às galáxias elípticas no sentido de que é pressionado por uma dispersão de velocidade central . Esta situação é análoga a um balão, onde os movimentos das partículas de ar (estrelas no caso de uma protuberância) são dominados por movimentos aleatórios. No entanto, a cinemática das galáxias lenticulares é dominada pelo disco com suporte rotacional. O suporte de rotação implica que o movimento circular médio das estrelas no disco é responsável pela estabilidade da galáxia. Assim, a cinemática é freqüentemente usada para distinguir galáxias lenticulares de galáxias elípticas. Determinar a distinção entre galáxias elípticas e galáxias lenticulares frequentemente depende das medidas de dispersão de velocidade (σ), velocidade de rotação (v) e elipticidade (ε). A fim de diferenciar entre lenticulares e elípticos, normalmente olha-se para a razão v / σ para um ε fixo. Por exemplo, um critério aproximado para distinguir entre galáxias lenticulares e elípticas é que galáxias elípticas têm v / σ <0,5 para ε = 0,3. A motivação por trás desse critério é que as galáxias lenticulares têm bojo proeminente e componentes de disco, enquanto as galáxias elípticas não têm estrutura de disco. Assim, lenticulares têm razões v / σ muito maiores do que elípticas devido às suas velocidades rotacionais não desprezíveis (devido ao componente do disco), além de não terem um componente protuberante tão proeminente em comparação com galáxias elípticas. No entanto, esta abordagem usando uma única razão para cada galáxia é problemática devido à dependência da razão v / σ no raio a partir do qual ela é medida em algumas galáxias de tipo antigo. Por exemplo, as galáxias ES que ligam as galáxias E e S0, com seus discos de escala intermediária, têm uma razão v / σ alta em raios intermediários que então cai para uma razão baixa em raios grandes.
A cinemática das galáxias de disco é geralmente determinada por Hα ou linhas de emissão de 21 cm , que normalmente não estão presentes em galáxias lenticulares devido à falta geral de gás frio. Assim, a informação cinemática e as estimativas de massa bruta para galáxias lenticulares frequentemente vêm de linhas de absorção estelar, que são menos confiáveis do que medições de linha de emissão. Também existe uma dificuldade considerável em derivar velocidades rotacionais precisas para galáxias lenticulares. Este é um efeito combinado de lenticulares tendo difíceis medições de inclinação, efeitos de projeção na região de interface do disco protuberante e os movimentos aleatórios das estrelas que afetam as verdadeiras velocidades de rotação. Esses efeitos tornam as medições cinemáticas de galáxias lenticulares consideravelmente mais difíceis em comparação com galáxias de disco normais.
Relação de compensação de Tully-Fisher
A conexão cinemática entre galáxias espirais e lenticulares é mais clara ao analisar a relação Tully-Fisher para amostras espirais e lenticulares. Se as galáxias lenticulares são um estágio evoluído de galáxias espirais, então elas deveriam ter uma relação Tully-Fisher semelhante com as espirais, mas com um deslocamento no eixo luminosidade / magnitude absoluta. Isso resultaria de estrelas mais brilhantes e vermelhas dominando as populações estelares de lenticulares. Um exemplo desse efeito pode ser visto no gráfico adjacente. Pode-se ver claramente que as linhas de melhor ajuste para os dados da galáxia espiral e da galáxia lenticular têm a mesma inclinação (e, portanto, seguem a mesma relação de Tully-Fisher), mas são compensadas por ΔI ≈ 1,5. Isso implica que as galáxias lenticulares já foram galáxias espirais, mas agora são dominadas por velhas estrelas vermelhas.
Teorias de formação
A morfologia e a cinemática das galáxias lenticulares, em certo grau, sugerem um modo de formação de galáxias . Sua aparência em forma de disco, possivelmente empoeirada, sugere que eles vêm de galáxias espirais desbotadas , cujas características de braço desapareceram. No entanto, algumas galáxias lenticulares são mais luminosas do que galáxias espirais, o que sugere que elas não são meramente remanescentes desbotados de galáxias espirais. Galáxias lenticulares podem resultar de uma fusão de galáxias , o que aumenta a massa estelar total e pode dar à galáxia recém-fundida uma aparência de disco, sem braços. Alternativamente, foi proposto que eles aumentassem seus discos por meio de eventos de acréscimo (gás e pequenas fusões). Já havia sido sugerido que a evolução de galáxias lenticulares luminosas pode estar intimamente ligada à de galáxias elípticas, enquanto lenticulares mais fracas podem estar mais associadas a galáxias espirais despojadas de pressão ram, embora este último cenário de assédio de galáxias tenha sido questionado devido a a existência de galáxias lenticulares de baixa luminosidade extremamente isoladas, como LEDA 2108986 .
Espirais desbotadas
A ausência de gás, presença de poeira, falta de formação recente de estrelas e suporte rotacional são todos atributos que se poderia esperar de uma galáxia espiral que usou todo o seu gás na formação de estrelas. Essa possibilidade é ainda reforçada pela existência de galáxias espirais pobres em gás, ou "anêmicas" . Se o padrão espiral se dissipasse, a galáxia resultante seria semelhante a muitos lenticulares. Moore et al. também documentam que o assédio das marés - os efeitos gravitacionais de outras galáxias próximas - podem ajudar neste processo em regiões densas. O suporte mais claro para esta teoria, no entanto, é sua adesão à versão ligeiramente alterada da relação Tully-Fisher, discutida acima.
Um artigo de 2012 que sugere um novo sistema de classificação, proposto pela primeira vez pelo astrônomo canadense Sidney van den Bergh , para galáxias esferoidais lenticulares e anãs (S0a-S0b-S0c-dSph) que se assemelha à sequência de Hubble para espirais e irregulares (Sa-Sb- Sc-Im) reforça esta ideia mostrando como a sequência espiral-irregular é muito semelhante a esta nova para lenticulares e elípticas anãs.
Fusões
As análises de Burstein e Sandage mostraram que as galáxias lenticulares normalmente têm brilho de superfície muito maior do que outras classes espirais. Também se pensa que as galáxias lenticulares exibem uma razão protuberância-disco maior do que as galáxias espirais e isso pode ser inconsistente com o desvanecimento simples de uma espiral. Se S0s fosse formado por fusões de outras espirais, essas observações seriam adequadas e também seriam responsáveis pelo aumento da frequência de aglomerados globulares. Deve-se mencionar, entretanto, que modelos avançados de protuberância central que incluem tanto um perfil Sersic geral quanto uma barra indicam uma protuberância menor e, portanto, uma inconsistência reduzida. As fusões também são incapazes de explicar o deslocamento da relação Tully-Fisher sem assumir que as galáxias fundidas eram bastante diferentes daquelas que vemos hoje.
Crescimento do disco via acréscimo
A criação de discos em, pelo menos algumas, galáxias lenticulares por meio do acréscimo de gás e pequenas galáxias em torno de uma estrutura esferoidal pré-existente foi sugerida pela primeira vez como uma explicação para combinar as galáxias compactas de formato esferoidal massivas de alto redshift com galáxias igualmente protuberâncias massivas compactas vistas em galáxias lenticulares massivas próximas. Em um cenário de "redução", galáxias lenticulares maiores podem ter sido construídas primeiro - em um universo mais jovem, quando mais gás estava disponível - e as galáxias de massa inferior podem ter sido mais lentas para atrair seu material de construção de disco, como no caso do galáxia de tipo precoce isolada LEDA 2108986 . É claro que, dentro dos aglomerados de galáxias, a remoção de pressão ram remove o gás e evita o acúmulo de novo gás que pode ser capaz de promover o desenvolvimento do disco.
Exemplos
- Galáxia cartwheel , galáxia lenticular a cerca de 500 milhões de anos-luz de distância na constelação de Escultor
- NGC 2787 , uma galáxia lenticular barrada
- NGC 4608 , uma galáxia lenticular barrada a cerca de 56 milhões de anos-luz de distância em Virgem
Galeria
NGC 1222 contém três regiões compactas.
Imagem PGC 83677 obtida como parte do Coma Cluster Survey.
A galáxia lenticular NGC 5308 está localizada a pouco menos de 100 milhões de anos-luz de distância, na constelação da Ursa Maior .
NGC 4111 é uma galáxia lenticular, situada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância na constelação de Canes Venatici .
Mrk 820 é uma galáxia lenticular classificada como tipo S0 no diapasão Hubble.
Messier 84 é uma galáxia lenticular também conhecida por suas supernovas.
NGC 6861 é uma galáxia lenticular descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop .
Veja também
- Galáxia do fuso - uma classe de galáxia que tem a forma de um charuto e gira em torno de seu eixo longo