Galaxia satélite - Satellite galaxy

Una galaxia satélite es una galaxia compañera más pequeña que viaja en órbitas limitadas dentro del potencial gravitacional de una galaxia anfitriona más masiva y luminosa (también conocida como la galaxia primaria). Las galaxias satélite y sus constituyentes están vinculadas a su galaxia anfitriona, de la misma manera que los planetas dentro de nuestro propio sistema solar están vinculados gravitacionalmente al Sol . Si bien la mayoría de las galaxias satélites son galaxias enanas , las galaxias satélites de grandes cúmulos de galaxias pueden ser mucho más masivas. La Vía Láctea está orbitada por unas cincuenta galaxias satélites, la mayor de las cuales es la Gran Nube de Magallanes .

Además, las galaxias satélite no son los únicos objetos astronómicos que están ligados gravitacionalmente a galaxias anfitrionas más grandes (ver cúmulos globulares ). Por esta razón, los astrónomos han definido las galaxias como colecciones de estrellas ligadas gravitacionalmente que exhiben propiedades que no pueden explicarse mediante una combinación de materia bariónica (es decir, materia ordinaria ) y las leyes de la gravedad de Newton . Por ejemplo, las mediciones de la velocidad orbital de las estrellas y el gas dentro de las galaxias espirales dan como resultado una curva de velocidad que se desvía significativamente de la predicción teórica. Esta observación ha motivado diversas explicaciones como la teoría de la materia oscura y modificaciones a la dinámica newtoniana . Por lo tanto, a pesar de ser también satélites de galaxias anfitrionas, los cúmulos globulares no deben confundirse con galaxias satélites. Las galaxias satélites no solo son más extendidas y difusas en comparación con los cúmulos globulares, sino que también están envueltas en halos masivos de materia oscura que se cree que les fueron dotados durante el proceso de formación.

Las galaxias satélite generalmente llevan vidas tumultuosas debido a sus interacciones caóticas tanto con la galaxia anfitriona más grande como con otros satélites. Por ejemplo, la galaxia anfitriona es capaz de interrumpir los satélites en órbita mediante la eliminación de la presión de las mareas y del ariete . Estos efectos ambientales pueden eliminar grandes cantidades de gas frío de los satélites (es decir, el combustible para la formación de estrellas ), y esto puede provocar que los satélites se queden inactivos en el sentido de que han dejado de formar estrellas. Además, los satélites también pueden chocar con su galaxia anfitriona dando como resultado una fusión menor (es decir, un evento de fusión entre galaxias de masas significativamente diferentes). Por otro lado, los satélites también pueden fusionarse entre sí dando como resultado una fusión importante (es decir, un evento de fusión entre galaxias de masas comparables). Las galaxias están compuestas principalmente de espacio vacío, gas interestelar y polvo y , por lo tanto, las fusiones de galaxias no implican necesariamente colisiones entre objetos de una galaxia y objetos de la otra, sin embargo, estos eventos generalmente resultan en galaxias mucho más masivas. En consecuencia, los astrónomos buscan restringir la velocidad a la que ocurren las fusiones menores y mayores para comprender mejor la formación de estructuras gigantes de conglomeraciones de galaxias unidas gravitacionalmente, como grupos y cúmulos galácticos .

Historia

Principios del siglo 20

Antes del siglo XX, la noción de que existían galaxias más allá de nuestra Vía Láctea no estaba bien establecida. De hecho, la idea fue tan controvertida en ese momento que llevó a lo que ahora se anuncia como el "Gran Debate de Shapley-Curtis", acertadamente llamado así por los astrónomos Harlow Shapley y Heber Doust Curtis que debatieron la naturaleza de las "nebulosas" y el tamaño. de la Vía Láctea en la Academia Nacional de Ciencias el 26 de abril de 1920. Shapley argumentó que la Vía Láctea era todo el universo (que abarca más de 100.000 años luz o 30 kiloparsec de diámetro) y que todas las "nebulosas" observadas (actualmente conocidas como galaxias ) residía dentro de esta región. Por otro lado, Curtis argumentó que la Vía Láctea era mucho más pequeña y que las nebulosas observadas eran de hecho galaxias similares a nuestra propia Vía Láctea. Este debate no se resolvió hasta finales de 1923 cuando el astrónomo Edwin Hubble midió la distancia a M31 (actualmente conocida como la galaxia de Andrómeda) utilizando estrellas Cefeidas Variables . Al medir el período de estas estrellas, Hubble pudo estimar su luminosidad intrínseca y, al combinar esto con su magnitud aparente medida , estimó una distancia de 300 kpc, que era un orden de magnitud mayor que el tamaño estimado del universo. por Shapley. Esta medición verificó que el universo no solo era mucho más grande de lo que se esperaba anteriormente, sino que también demostró que las nebulosas observadas eran en realidad galaxias distantes con una amplia gama de morfologías (ver secuencia de Hubble ).

Tiempos modernos

A pesar del descubrimiento de Hubble de que el universo estaba repleto de galaxias, la mayoría de las galaxias satélites de la Vía Láctea y el Grupo Local permanecieron sin ser detectadas hasta el advenimiento de los estudios astronómicos modernos como el Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) y el Dark Energy Survey ( DES ). En particular, actualmente se sabe que la Vía Láctea alberga 59 galaxias satélites (ver galaxias satélites de la Vía Láctea ), sin embargo, dos de estos satélites conocidos como Gran Nube de Magallanes y Pequeña Nube de Magallanes han sido observables en el Hemisferio Sur a simple vista. desde la antigüedad. Sin embargo, las teorías cosmológicas modernas de la formación y evolución de galaxias predicen un número mucho mayor de galaxias satélite de lo que se observa (ver problema de satélites faltantes ). Sin embargo, simulaciones de alta resolución más recientes han demostrado que el número actual de satélites observados no representa una amenaza para la teoría predominante de la formación de galaxias.

Animación que ilustra la historia del descubrimiento de las galaxias satélite de la Vía Láctea durante los últimos 100 años. Las galaxias satélites clásicas están en azul (etiquetadas con sus nombres), los descubrimientos de SDSS están en rojo y los descubrimientos más recientes (en su mayoría con DES ) están en verde.

Motivaciones para estudiar galaxias satélite

Las observaciones espectroscópicas , fotométricas y cinemáticas de las galaxias satélites han arrojado una gran cantidad de información que se ha utilizado para estudiar, entre otras cosas, la formación y evolución de las galaxias , los efectos ambientales que mejoran y disminuyen la tasa de formación de estrellas dentro de las galaxias y la distribución. de materia oscura dentro del halo de materia oscura. Como resultado, las galaxias satélite sirven como campo de pruebas para la predicción realizada por modelos cosmológicos .

Clasificación de galaxias satélite

Como se mencionó anteriormente, las galaxias satélite generalmente se clasifican como galaxias enanas y, por lo tanto, siguen un esquema de clasificación similar de Hubble como su anfitrión con la adición menor de una "d" minúscula delante de los diversos tipos estándar para designar el estado de galaxias enanas. Estos tipos incluyen enano irregular (dI), enano esferoidal (dSph), enano elíptico (dE) y enano espiral (dS). Sin embargo, de todos estos tipos se cree que las espirales enanas no son satélites, sino galaxias enanas que solo se encuentran en el campo.

Galaxias satélite irregulares enanas

Las galaxias satélites irregulares enanas se caracterizan por su apariencia caótica y asimétrica, bajas fracciones de gas, alta tasa de formación de estrellas y baja metalicidad . Tres de los satélites irregulares enanos más cercanos de la Vía Láctea incluyen la Pequeña Nube de Magallanes, Canis Major Dwarf y el recién descubierto Antlia 2 .

La Gran Nube de Magallanes , la galaxia satélite más grande de la Vía Láctea y la cuarta más grande del Grupo Local . Este satélite también se clasifica como un tipo de transición entre una espiral enana y una enana irregular.

Galaxias satélite elípticas enanas

Las galaxias satélites elípticas enanas se caracterizan por su apariencia ovalada en el cielo, movimiento desordenado de las estrellas constituyentes, metalicidad moderada a baja, fracciones de gas bajas y población estelar antigua. Las galaxias satélite elípticas enanas del Grupo Local incluyen NGC 147 , NGC 185 y NGC 205 , que son satélites de nuestra vecina galaxia de Andrómeda.

Galaxias satélites esferoidales enanas

Las galaxias satélites esferoidales enanas se caracterizan por su apariencia difusa, bajo brillo superficial , alta relación masa / luz (es decir, dominada por materia oscura), baja metalicidad, bajas fracciones de gas y población estelar antigua. Además, las esferoidales enanas constituyen la mayor población de galaxias satélite conocidas de la Vía Láctea. Algunos de estos satélites incluyen Hércules , Piscis II y Leo IV , que llevan el nombre de la constelación en la que se encuentran.

Tipos de transición

Como resultado de fusiones menores y efectos ambientales, algunas galaxias enanas se clasifican como galaxias satélite de tipo intermedio o de transición. Por ejemplo, Phoenix y LGS3 se clasifican como tipos intermedios que parecen estar en transición de irregulares enanos a esferoidales enanos. Además, se considera que la Gran Nube de Magallanes está en proceso de transición de una espiral enana a una irregular enana.

Formación de galaxias satélite

Según el modelo estándar de cosmología (conocido como modelo ΛCDM ), la formación de galaxias satélites está intrincadamente conectada a la estructura observada a gran escala del Universo. Específicamente, el modelo ΛCDM se basa en la premisa de que la estructura a gran escala observada es el resultado de un proceso jerárquico ascendente que comenzó después de la época de recombinación en la que se formaron átomos de hidrógeno eléctricamente neutros como resultado de la unión de electrones y protones libres. juntos. A medida que aumentaba la proporción de hidrógeno neutro a protones y electrones libres, también lo hacían las fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica. Estas fluctuaciones crecieron rápidamente hasta el punto de que se volvieron comparables a las fluctuaciones de la densidad de la materia oscura . Además, las fluctuaciones de masa más pequeñas crecieron hasta la no linealidad , se virializaron (es decir, alcanzaron el equilibrio gravitacional) y luego se agruparon jerárquicamente dentro de sistemas de límites sucesivamente más grandes.

El gas dentro de estos sistemas ligados se condensó y enfrió rápidamente en halos de materia oscura fría que aumentaron constantemente de tamaño al fusionarse y acumular gas adicional a través de un proceso conocido como acreción . Los objetos ligados más grandes formados a partir de este proceso se conocen como supercúmulos , como el supercúmulo de Virgo , que contienen cúmulos más pequeños de galaxias que están rodeadas por galaxias enanas aún más pequeñas . Además, en este modelo, las galaxias enanas se consideran los bloques de construcción fundamentales que dan lugar a galaxias más masivas, y los satélites que se observan alrededor de estas galaxias son las enanas que aún no han sido consumidas por su anfitrión.

Acumulación de masa en halos de materia oscura

Un método tosco pero útil para determinar cómo los halos de materia oscura ganan masa progresivamente a través de fusiones de halos menos masivos se puede explicar utilizando el formalismo de conjuntos de excursiones, también conocido como formalismo extendido Press-Schechter (EPS). Entre otras cosas, el formalismo EPS se puede utilizar para inferir la fracción de masa que se originó a partir de objetos colapsados ​​de una masa específica en un momento anterior aplicando las estadísticas de los paseos aleatorios de Markov a las trayectorias de los elementos de masa en el espacio, donde y representan la varianza de masa y la sobredensidad, respectivamente. ${\ Displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$ ${\ Displaystyle (S, \ delta)}$${\ textstyle S = \ sigma ^ {2} (M)}$${\ Displaystyle \ delta = {\ rho (x) - {\ bar {\ rho}} \ over {\ bar {\ rho}}}}$

En particular, el formalismo EPS se basa en el ansatz que establece que "la fracción de trayectorias con un primer cruce ascendente de la barrera en es igual a la fracción de masa en el tiempo que se incorpora en los halos con masas ". En consecuencia, este ansatz asegura que cada trayectoria cruzará la barrera dada alguna arbitrariamente grande y, como resultado, garantiza que cada elemento de masa finalmente se convertirá en parte de un halo. ${\ textstyle \ delta _ {S} = \ delta _ {crítico} (t)}$${\ textstyle S> S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M_ {1})}$${\ Displaystyle t}$${\ textstyle M <M_ {1}}$${\ Displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {crítico} (t)}$${\ Displaystyle S}$

Además, la fracción de masa que se originó a partir de objetos colapsados ​​de una masa específica en un momento anterior se puede usar para determinar el número promedio de progenitores en un momento dentro del intervalo de masa que se han fusionado para producir un halo de en un momento . Esto se logra considerando una región esférica de masa con una variación de masa correspondiente y una sobredensidad lineal , donde es la tasa de crecimiento lineal que se normaliza a la unidad en el tiempo y es la sobredensidad crítica en la que la región esférica inicial se ha colapsado para formar un objeto virializado. . Matemáticamente, la función de masa del progenitor se expresa como:${\ Displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$${\ Displaystyle t_ {1}}$${\ estilo de texto (M_ {1}, M_ {1} + dM_ {1})}$${\ Displaystyle M_ {2}}$${\ Displaystyle t_ {2}}$${\ Displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M_ {2})}$${\ textstyle \ delta _ {2} = \ delta _ {c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ over D (t_ {2})}}$${\ textstyle D (t_ {2})}$${\ textstyle t_ {2}}$${\ textstyle \ delta _ {c}}$

$${\ Displaystyle N (M_ {1}, t_ {1} | M_ {2}, t_ {2}) \ operatorname {dM_ {1}} = {\ frac {M_ {2}} {M_ {1}}} f_ {PS} (\ nu _ {12}) {\ Bigg |} {\ operatorname {d} \ ln (\ nu _ {12}) \ over \ operatorname {d} \ ln (M_ {1})} { \ Bigg |} \ operatorname {dM_ {1}}}$$

${\ textstyle \ nu _ {12} = {\ delta _ {1} - \ delta _ {2} \ over {\ sqrt {S_ {1} -S_ {2}}}}}$

${\ textstyle f_ {PS} (\ nu _ {12}) = {\ sqrt {2 \ over \ pi}} \ nu _ {12} \ exp ({- \ nu _ {12} ^ {2} \ over 2})}$

${\ estilo de texto \ ln (\ nu _ {12})}$

Varias comparaciones de la función de masa de progenitores con simulaciones numéricas han concluido que la buena concordancia entre la teoría y la simulación se obtiene solo cuando es pequeña, de lo contrario, la fracción de masa en progenitores de alta masa se subestima significativamente, lo que puede atribuirse a suposiciones crudas, como suponer un modelo de colapso perfectamente esférico y utilizando un campo de densidad lineal en lugar de un campo de densidad no lineal para caracterizar estructuras colapsadas. Sin embargo, la utilidad del formalismo EPS es que proporciona un enfoque computacionalmente amigable para determinar las propiedades de los halos de materia oscura. ${\ Displaystyle \ Delta t = t_ {2} -t_ {1}}$

Tasa de fusión de Halo

Otra utilidad del formalismo EPS es que se puede utilizar para determinar la velocidad a la que un halo de masa inicial M se fusiona con un halo de masa entre M y M + ΔM. Esta tasa viene dada por

${\ Displaystyle {\ mathcal {P}} (\ Delta M | M, t) \ operatorname {d} \ ln \ Delta M \ operatorname {d} \ ln t = {\ frac {1} {\ sqrt {2 \ pi}}} {\ Bigg [} {\ frac {S_ {1}} {(S_ {1} -S_ {2})}} {\ Bigg]} ^ {3/2} \ exp {\ Bigg [} - {\ frac {\ delta _ {c} ^ {2} (S_ {1} -S_ {2})} {2S_ {1} S_ {2}}} {\ Bigg]} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln \ delta _ {c}} {\ operatorname {d} \ ln t}} {\ Bigg |} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln S_ { 2}} {\ operatorname {d} \ ln \ Delta M}} {\ Bigg |} {\ frac {\ delta _ {c}} {\ sqrt {S_ {2}}}} \ operatorname {d} \ ln t \ nombre de operador {d} \ ln \ Delta M}$

donde , . En general, el cambio de masa es la suma de una multitud de fusiones menores. Sin embargo, dado un intervalo de tiempo infinitesimalmente pequeño , es razonable considerar que el cambio en la masa se debe a un solo evento de fusión en el que pasa a . ${\ textstyle S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M)}$${\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M + \ Delta M)}$${\ Displaystyle \ Delta M}$${\ Displaystyle \ operatorname {dt}}$${\ Displaystyle M_ {1}}$${\ Displaystyle M_ {2}}$

Canibalismo galáctico (fusiones menores)

Los restos de una fusión menor se pueden observar en forma de una corriente estelar que cae sobre la galaxia NGC5907 .

A lo largo de su vida, las galaxias satélites que orbitan en el halo de materia oscura experimentan una fricción dinámica y, en consecuencia, descienden más profundamente en el potencial gravitacional de su anfitrión como resultado de la desintegración orbital . A lo largo del curso de este descenso, las estrellas en la región exterior del satélite se van eliminando constantemente debido a las fuerzas de marea de la galaxia anfitriona. Este proceso, que es un ejemplo de una fusión menor, continúa hasta que el satélite es completamente interrumpido y consumido por las galaxias anfitrionas. La evidencia de este proceso destructivo se puede observar en corrientes de escombros estelares alrededor de galaxias distantes.

Tasa de desintegración orbital

A medida que los satélites orbitan alrededor de su anfitrión e interactúan entre sí, pierden progresivamente pequeñas cantidades de energía cinética y momento angular debido a la fricción dinámica. En consecuencia, la distancia entre el anfitrión y el satélite disminuye progresivamente para conservar el momento angular. Este proceso continúa hasta que el satélite finalmente se fusiona con la galaxia anfitriona. Además, si asumimos que el anfitrión es una esfera isotérmica singular (SIS) y el satélite es un SIS que se trunca bruscamente en el radio en el que comienza a acelerar hacia el anfitrión (conocido como el radio de Jacobi ), entonces el tiempo que que se necesita para que la fricción dinámica resulte en una fusión menor se puede aproximar de la siguiente manera:${\ Displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric}}$

$${\ Displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric} = {\ frac {2.34} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {2}} {\ sigma _ { \ mathrm {s}} ^ {3}}} r _ {\ mathrm {i}} = {\ frac {2.7 \ \ mathrm {Gyr}} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {r _ {\ mathrm {i }}} {30 \ \ mathrm {kpc}}} {\ bigg (} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}}} {200 \ \ mathrm {km} \ \ mathrm {s ^ {- 1 }}}} {\ bigg)} ^ {2} {\ bigg (} {\ frac {100 \ mathrm {\ km \ s ^ {- 1}}} {\ sigma _ {\ mathrm {s}}}} {\ bigg)} ^ {3}}$$

, la dispersión de la velocidad de los satélites y su anfitrión se puede estimar individualmente a partir de su luminosidad observada. Por lo tanto, utilizando la ecuación anterior es posible estimar el tiempo que tarda una galaxia satélite en ser consumida por la galaxia anfitriona.${\ textstyle r_ {i}}$${\ textstyle t = 0}$${\ textstyle \ sigma _ {\ mathcal {M}}}$${\ Displaystyle \ sigma _ {\ mathrm {s}}}$${\ Displaystyle \ ln \ Lambda}$${\ textstyle \ ln \ Lambda = \ ln {\ Big (} {\ frac {b _ {\ mathrm {max}}} {\ mathrm {max} (r _ {\ mathrm {h}}, GM / v _ {\ mathrm {typ}} ^ {2})}} {\ Big)}}$${\ textstyle b_ {max}}$${\ textstyle r _ {\ mathrm {h}}}$${\ textstyle v_ {typ} ^ {2}}$${\ textstyle r _ {\ mathrm {h}} = {\ frac {\ sigma _ {\ mathrm {s}}} {2 ^ {3/2} \ sigma _ {\ mathcal {M}}}} r}$${\ Displaystyle {\ frac {GM} {v _ {\ mathrm {t} yp} ^ {2}}} = {\ frac {{\ sqrt {2}} \ sigma _ {\ mathrm {s}} ^ {2 }} {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {3}}} r}$

Una foto de canto de la Galaxia Aguja (NGC 4565) que demuestra el disco grueso y los componentes del disco delgado observados de las galaxias satélite.

Formación estelar impulsada por fusiones menores

En 1978, el trabajo pionero de los astrónomos